ایستگاه آسمان
آنجا را دوست می دارم که هیچ مرزی به معنای مرگ زندگی نیست
هنگامی که تمام سوخت هستهای یک ستاره با جرم بیشتر از حد چاندراسخار(۱٫۴۴ جرم خورشید) به پایان برسد، نیروی گرانش برتری یافته و ستاره شروع به انقباض میکند. دراین حالت به دلیل عدم وجود فشار کافی داخلی، ستاره شروع به فروریزش میکند، برای وقوع یک انفجار ابرنواختری سرعت فروریزش باید بسیار زیاد باشد. فشار روی هسته ستاره سبب فشردگی آن میشود که در نتیجه آن الکترونها وپروتونهای مجزا ترکیب شده و نوترونها را به وجود میآورند زیرا در آن فشار شدید تنها نوترونها میتوانند وجود داشته باشند. سرانجام بخش بیرونی ستاره منفجر شده و تبدیل به سحابی ابرنواختری میشود. ابرنواخترها به دودسته کلی تقسیم میشوند: گونه اول ابرنواخترها از دو ستاره یا به بیان بهتر از یک ستاره دوتائی به وجود میآید. در این نوع ابرنواختر یکی از ستارگان که کوتوله سفید است و بسیار چگال میباشد، بر اثر جذب مواد ستاره دیگر به افزایش جرم دچار میشود، این افزایش تا جائی ادامه پیدا میکند که جرم کوتوله سفید از حد چاندراسخار بگذرد. ابرنواخترهائی از این دست را میتوان اغلب در ستارههای کهن سال جستجو کرد. گونه دوم ابرنواخترها، مربوط به ستارگانی با جرم بیشتر است که به شکل طبیعی اتفاق میافتد. اساس کار در هردو نوع ابر نواختر یکسان است و در مراحل تحول و انفجار تفاوتی نمیکنند.جرم یک ستاره کوتوله سفید نمیتواند از ۱٫۴۴ جرم خورشید(که اکنون با نام حد چاندراسخار شناخته میشود)بیشتر باشد.ستارههایی که جرمشان از این حد بیشتر باشد در انتها یا به ستاره نوترونی یا سیاهچاله تبدیل میشود. یک انفجار ستاره ای که در آن کل ستاره تحت تاثیر قرار می گیرد. بدنبال انفجارنورانیت ستاره حتی به اندازه 20 قدر می تواند درخشانتر شود..ابرنواخترها با توجه به بودن یا نبودن هیدروژن در طیفشان به دو دسته یعنی ابرنواختر نوع یک ونوع دو تقسیم می شوند.ابرنواخترهای نوع یک(Type I) نشانی از وجود هیدروژن در طیفشان ندارند در حالیکه ابرنواخترهای نوع دو(Type II) دارند.در حال حاضر می دانیم که دلیل اصلی انفجار بودن یانبودن هیدروژن نیست بنابراین دسته بندیهای جدیدی تعریف شده اند.دومدل برای توجیه انفجار وجود دارد. در مدل اول٬ ابرنواخترهای با هسته رمبنده می باشند که در حقیقت ستاره های پرجرمی هستند که سوخت هسته ای درونشان به اتمام رسیده است و با توجه به اینکه جرم هسته به ماوراء حد چاندراسخار میرسد انقباض هسته تا رسیدن به فشار دژنره نوترونی ودر واقع تبدیل شدن ستاره به یک ستاره نوترونی ادامه پیدا می کند ودر نتیجه این وضعیت مواد ستاره در لایه های بالایی جو به بیرون پرتاب می شوند.در مدل دوم ابرنواختر در ستاره های دوتایی بسیار نزدیک رخ می دهد که در آن جرم ستاره کوتوله سفید بدلیل جاری شدن مواد از ستاره همدم به سوی آن از حد چاندراسخار بیشتر می شود وستاره کوتوله سفید به حالت انفجار می رسد وابرنواختر بوجود می آید. ابرنواخترهای نوع Ia در تمام کهکشانها وجود دارند اما در بازوهای مارپیچی کهکشانهای مارپیچی کمتر به چشم می خورند.این ابرنواخترها دارای عناصری مانند منیزیم٬ سیلیکون٬ گوگرد وکلسیم هستند که در زمان حداکثر نورانیت در طیف آشکار می شوند وبعد ازگذشتن از حال حداکثر نورانیت با کاهش نور٬ آهن نیز خودنمایی می کند.نمودار نور این گونه ابرنواخترها طی حدود دوهفته افزایش نورانیت را نشان می دهد وپس از آن با کاهش نورانیت طی چند ماه روبرو می شود.تصور براین است که ابرنواخترهای نوع Ia ناشی از انفجار بدلیل انتقال جرم بین ستاره ای پیر باعمر زیاد در یک ستاره دوتایی بسیار نزدیک بهم باشد.از آنجاییکه درخشندگی این ابرنواخترها زیاد است از آنها برای تخمین فاصله کهکشانهای بسیار دور استفاده می شود. ابرنواخترهای نوع II در کهکشانهای بیضوی بچشم نمی خورند بجای آن در بازوهای کهکشانهای مارپیچی وگاهی در کهکشانهای نامنظم بچشم می خورند.این ابرنواخترها طیف معمولی مانند بقیه ستاره ها از خود نشان می دهند.منحنی نور این ابرنواختر ها طی حدود یک هفته به حداکثر می رسد برای حدود یک ماه تقریبا" ثابت می ماند وسپس طی چند هفته ناگهان کاهش می یابد وطی چند ماه در همین وضعیت با نور ناچیز باقی می ماند.تصور براین است که این گونه ابرنواخترها نتیجه انفجار در هسته یک غول سرخ با یک گستره پرجرم باشند. ابرنواخترهای نوع Ib و Ic فقط در بازوهای کهکشانهای مارپیچی رخ می دهند.هر دو گونه نشانهایی از اکسیژن منیزیم وکلسیم بعد از حداکثر نورانیت در طیفشان دارند.علاوه بر آن ابرنواخترهای گونه Ib در نزدیکی حداکثر نورانیت نشانهایی از وجود هلیم در طیفشان دارند.منحنی نوری هر دو گونه Ib وIc مانند گونه Ia می باشد با این تفاوت که در زمان حداکثر نورانیت نور آنها کمتر از نور ابرنواخترهای گونه Ia می شود .دوگونه IbوIcمعمولا"چشمه امواج رادیویی هم می باشند در حالیکه ابرنواخترهای Ia دارای چنین خاصیتی نیستند.تصور براین است که ابرنواخترهای گونه Ib و Ic ناشی از انفجار در ستارگان پرجرمی باشند که محتوی هیدروژنی شان به اتمام رسیده ودر گونه Ic محتوی هلیومی نیز به اتمام رسیده باشد. بدنبال انفجار ابرنواختری یک ستاره نوترونی بوجودمی آید که احتمال دارد در مرکز پوششی کروی از ابرباشد که این ابر همان مواد ستاره است که به بیرون پرتاب شده است.این ابر یا سحابی ٬باقیمانده ابرنواختری(supernova remanent) نام دارد.باقیمانده های ابرنواختری که یک تپنده در میان آن باشد PLERION نامیده میشود.آهنگ مشاهده ابرنواختر در یک کهکشان معمولی در حدود یک ابرنواختر در صد سال است ودر کهکشانهایی که از لبه دیده می شوند بدلیل غبارهای تیره کننده بسیارکم هستند.در هزاره گذشته تنها پنج ابرنواختر در کهکشان راه شیری مشاهده شده است بعلاوه ابرنواختر SN 1987 که در ابر ماژلانی که احتمالا یک کهکشان قمر کهکشان راه شیری می باشد. با آمدن فن آوری CCD به میان ستاره شناسان آماتور همواره برتعداد ابرنواخترهایی که در دیگر کهکشانها کشف می شوند افزوده شده است.تلسکوپهای خودکار نیز که با هدایت کامپیوتر بطور اتوماتیک به عکسبرداری ومقایسه عکسها از هزاران کهکشان طی یک شب می پردازند کمک بزرگی به کشف ابرنواخترها کرده اند.ابرنواختر سال 1054 بعنوان منشاء سحابی خرچنگ در صورت فلکی ثور توسط ادوین هابل معرفی شده است.مانند دوابرنواختر سال 1006 و1181 این ابرنواختر توسط ستاره شناسانی از مشرق زمین ثبت شده بودند.ستاره شناسانی از چین ٬کره٬ مسلمانان واروپاییان در ثبت این ابرنواخترها سهم داشته اند.نشانهایی از ابرنواختر سال 1054 در نقاشیهایی در قاره آمریکا به چشم می خورد. ابرنواختر سال 1572 بادقت توسط تیکوبراهه رصد شده است.او به ثبت موقعیت وتغییرات نورانیت آن بطور روزانه پرداخت.اومتوجه شد که باوجود چرخش زمین هیچ اختلاف منظری وجود ندارد بنابراین این جرم باید ماوراء مدار ماه باشد.حرکت نکردن این جرم طی 18 ماه که ناپدید شد نشان می داد که مدار آن باید ماوراءمدار زحل باشد(در آن زمان دورترین سیاره شناخته شده زحل بود).این مشاهدات آنرا در میان بقیه ستارگان آسمان قرار داد.ابرنواختر سال 1604 بانام ستاره کپلر شناخته می شود گرچه او اولین نفری نبود که آنرا مشاهده می کرد.نشانه هایی وجود دارد که در سال 1680 نیز ابرنواختری در صورت فلکی ذات الکرسی وجود داشته است.توده ابری بزرگ ودر حال گسترش در این منطقه وجود دارد که دارای تابش قوی امواج رادیویی نیز می باشداین سحابی بانام ذات الکرسی A شناخته می شود.هیچ انفجار نوری از این انفجار گزارش نشده است.امکان دارد ستاره قبل از انفجار لایه های بیرونی خود را پرتاب کرده باشد یا اینکه انفجار آن ضعیف بوده است. بين دوره تغير يك متغير قيفاوسي و روشنايي آن رابطه معيني برقرار است. هرچه دوره تناوب يك متغير قيفاوسي طولانيتر باشد ستاره روشنتر خواهد بود.اخترشناسان با دانستن قدر مطلق و قدر ظاهري يكه متغير قيفاوسي مي توانند از آن به عنوان مقياسي براي تعيين فواصل كيهاني استفاده كنند.نمونه هايي از متغير هاي قيفاوسي ww دجاجه،w قوس از جمله قيفاوسي هاي كوتاه دوره هستند.در ابرهاي ماژلاني بسيار ي از اين متغيرها يافت شده اند و فصل جديدي از فهم آدمي را در باره اين نوع از ستارگان آغاز كرده اند. با استفاده از منحني نوري و منحني سرعت شعاعي اين نوع از ستارگان مي توان تغير اندازه آنها را در هر زمان معين به دست آورد.همانطور كه اشاره شد رابطه معيني ميان دوره تغير يك متغير قيفاوسي و درخشندگي آن برقرار است.يعني هرچه دوره تغير طولاني تر باشد درخشندگي نيز بيشتر است و بر عكس هرچه دوره تغير كوتاهتر باشد درخشندگي ستاره نيز كمتر است. دليل اينكه اين ستارگان در نمودار HR پراكنده نيستند و در امتداد يك خط قرار دارند،ناشي يك رابطه مشخص بنام دوره-درخشندگي است.كه دوشيزه هنريتا لويت از رصدخانه كالج هاروارد در سال1912 كشف كرد.او به بررسي يك ستاره متغير كه در ابر ماژلاني كوچك يافته شده بود علاقه مند شد و با سفر به جنوبي ترين پايگاه رصدخانه هاروارد در افريقاي جنوبي عكسهاي بسيار ي از ستارگان اين كهكشان كوچك نزديك به قطب جنوب آسمان گرفت و پس از بررسي و تجزيه و تحليل آنها به كشف بزرگي نائل گشت كه همان رابطه ميان دوره درخشندگي متغيرهاي قيفاوسي بود. لويت استدلال كرد كه چون همه اين ستارگان در ابر ماژلاني كوچك به يك گروه تعلق دارند پس همگي آنها از ناظر به يك فاصله قرار دارند.اين فرضيه درستي بود اما او فواصل واقعي را نمي دانست و يافته و نظرات وي در حد فرضيه بود.او مي پنداشت ابر ماژلاني كوچك خوشه اي در ككشان راه شيري است.در حالي كه پيش از او ثابت شده بود كه اين ابر كهكشاني كوچك و نامنظم خارج از راه شيري در فاصله 150000 سال نوري است.اگر به اين واقعيت پي ببريم كه گروهي از ستارگان از ديد ناظر زميني تقريبا به يك فاصله قرار گرفته اند،قدر مطلق اين ستارگان با قدر ظاهريشان يكسان و برابر خواهد بود. فرض كنيم قيفاوسي هاي بخشي از عالم رفتاري مشابه با قيفاوسي هاي بخش ديگري از آن دارند،در اين صورت كافي است فاصله چند متغير قيفاوسي را بيابيم تا قدر ظاهري آنها را به قدر مطلق شان تبديل كنيم.اما در اين ميان مشكلي وجود دارد! هيچ يك از متغيرهاي شناخته شده در راه شيري را نمي توان در محدوده اي يافت كه تعيين فاصله آن با روش اختلاف منظر خورشيد مركزي كه تقريبا 30تا فاصله پارسك است،امكان پذير باشد. در ميان اين چالش علمي شخصي بنام هارلو شپلي و گروه ديگري از اخترشناسان با آگاهي از اهميت كشف دوشيزه لويت روش ديگري را رباي حل مسئله بكار گرفتند كه روش اختلاف منظر آماري بود و به تحليلي از حركات خاص و سرعت هاي شعاعي گروهي از ستارگان با وجوه مشابه و معين بستگي داشت.آنها رده اي از متغير ها را كشف كردند كه شبيه به قيفاوسي هاي يك روزه بودند،امروزه اين نوع از ستارگان با نام ستارگان RR شلياقي شناخته مي شوند. معلوم شد كه قدر مطلق اين ستارگان به صفر بسيار نزديك است و براي روش اختلاف منظر آماري مناسب اند.آنها با استفاده از يافته هاي لويت به اين نتيجه رسيدند كه اگر قدر مطلق قيفاوسي هاي يكه روزه صفر باشد،قدر مطلق يك قيفاوسي 50 روزه تقريبا 4- است.بنابراين كار لويت نشان داد كه يك متغير قيفاوسي با دوره تغير 50 روز 4 قدر روشنتر از يك متغير قيفاوسي با دوره تغير 1روز است.امروزه با استفاده از يافته هاي آنان و پژوهش هاي بسياري كه در اين زمينه انجام شده است،مي توان به راحتي فواصل كيهاني محاسبه كرد. خورشيد و اغلب ستارگان ديگر از گاز و ماده اي گاز مانند و بسيار داغ به نام پلاسما تشكيل شده اند. با اينحال برخي از ستارگان نيز كه كوتوله هاي سفيد و ستاره هاي نوتروني ناميده مي شوند تركيبي از بسته هاي محكم اتمي يا ذرات تشكيل دهنده اتم مي باشند. اين گونه ستارگان از هر چيزي كه در زمين يافت مي شود، چگالتر و متراكمترند. نام متغير هاي قيفاووسي از نام ستاره دلتا قيفاووس گرفته شده است. در حالي كه به نظر مي رسد تنها منظومه هاي مزدوج گرفتي از لحاظ برونداد نوري تغير مي كنند، ستاره هایی هستند که واقعا از لحاظ ذاتی برونداد نوري شان تغیر می کند. ابرخس در قرن اول پیش از میلاد و جود چنین ستاره هایی را تشخیص داد و امروزه ده ها هزار از اینگونه ستارگان را شناسایی کرده اند. ستاره دلتا قیفاووس نمونه ای نخستین از ستارگان متغیری است که تحت نام قیفاووسی ها طبقه بندی شده اند.ماهیت ستاره متغیر دلتا قیفاووس را جان گودریگ اخترشناس جوان بریتانیایی در سال 1784 کشف و ثبت کرد. منحنی نوری این متغیر خاص دوره تناوب آن را 36/5 ر وز نشان می دهد. نور این ستاره به سرعت از قدر ظاهری 5/3+ با طیف f5 به قدر 4/4+ با طیف g2 تغیر می یابد و مجددا به حالت اول بر می گردد. اختلاف 7/0 قدر تغیر متناظر با دو برابر شدن رو شنایی ستاره است. یعنی وقتی که ستاره در پرنور ترین حالت قرار دارد روشنایی اش دو برابر وقتی است که در کم نور ترین حالت قرار دارد. به طور کلی دوره تناوب و تغیر متغیر های قیفاووسی بین 1 تا 50 روز است و گستر ه تغیر برونداد نوریشان بین1/0 تا 2 قدر است. این نوع ستارگان از لحاظ اندازه ستارگان غولپیکری هستند که قطرشان 10 تا 20 برابر قطر خورشید است. برای مثال قطر ستاره دلتا قیفاووس 40000000 کیلومتر است که تقریبا 29 برابر قطر خورشید است. این نوع از ستارگان در میان ستارگان روشنتر آسمان قرار دارند و درخشندگی آنها بین 100 تا چندین هزار برابر روشنایی خورشید است. برای مثال ستاره قطبی نیز نمونه از متغیرهای قیفاووسی است که در یک دوره 4 روزه 1/0 قدر تغیر می کند که با چشم غیر مسلح قابل تشخیص نیست. برونداد نوری برخی ستارگان افت و خیز دارد در حالی که برونداد نوری ستارگان دیگر ثابت است. با استفاده از طیف نگار می توان به علت این رویداد پی برد. منحنی نوری تغیر سرعت های شعاعی و تجزیه طیفی این ستارگان نشان می دهد که ستاره همچون تلمبه ای می تپد و برای مدتی بزرگتر می شود، سپس بار دیگر کوچکتر می شود که این تغیر در اندازه بطور میانگین 1210000 کیلومتر است. فرض کنید ستاره ای خاص و معین از ما دور می شود، در نتیجه به علت سرعت شعاعی اش یک انتقال به سرخ در خطوط طیفی اش پدید می آید. وقتی این ستاره بزرگتر می شود خطوط طیفی ستاره از موضع انتقال به سرخ عادی آن اندکی به سمت آبی طیف جا به جا و خم می شود. این امر ناشی از آن است که وقتی ستاره بزرگتر می شود، سطح آن به علت انبساط به ما نزديك تر می شود و حرکتی نسبی بسوی ما دارد. از سوی دیگر وقتی ستاره کوچکتر می شود، سطح آن نیز از ما دور می شود و این پدیده علاوه بر حرکت واقعی ستاره که از ما دور می شود و یک انتقال به سرخ عادی و مشخصی دارد، انتقال به سرخ بیشتری اندکی بیشتر از معمول ایجاد می کند که از انتقال به سرخ عادی ستاره بیشتر است. نکته اینجاست که ما در یک نگاه سطحی فکر می کنیم که سرعت دور شدن ستاره از ما بیشتر شده است.اما واقعیت امر این نیست! اگر نمودار تغیر اندازه ستاره را با منحنی نوری آن ترسیم کنیم یک رابطه جالب و مشخص بین این دو می یابیم.ما با استفاده از این دو نمودار می توانیم تغیرات اندازه ستاره را در هر زمان معین دنبال کنیم. شاید گمان کنیم وقتی ابعاد ستاره بزرگتر می شود باید روشنایی آن نیز بیشتر شود، اما این گمان نادرست است! با بررسی نمودار ها و منحنی نوری ستاره متوجه می شویم که بزرگتر شدن سطح آن سرد می شود و با سرد شدن سطح، میزان تابش در هر متر مربع از سطح آن کاهش می یابد. واقعیت این است که ستاره اندکی پس از رسیدن به کوچک ترين حالت روشنترین حالت خود را دارد.زیرا با منقبض شدن ستاره علاوه بر کاهش مساحت سطح دمای آن نیز بالا می رود. و این عاملی است که موجب یک برونداد انرژی در بالا ترین حد ممکن می شود، که این بستگی به جرم ستاره دارد که برونداد انرژی آن در چه حدی باشد.
ستاره ها در ابعاد گوناگوني وجود دارند. شعاع خورشيد 695.500 كيلومتر است. ستاره شناسان خورشيد را جزء ستارگان كوچك مي دانند چرا كه ديگر انواع ستارگان بسيار از خورشيد ما بزرگترند. شعاع گونه اي از ستارگان كه به آنها ستارگان ابر غول مي گويند، 1000برابر شعاع خورشيد است. كوچكترين نوع ستارگان، ستارگان نوتروني هستند كه شعاع برخي از آنها تنها 10 كيلومتر است.
در حدود 75 درصد از ستارگان جزء مجموعه هاي دوتايي هستند. دوتايي يك جفت ستاره است كه دو عضو آن دور يكديگر در چرخشند. خورشيد جزء اين ستارگان نيست اما نزديكترين ستاره به خورشيد كه ******ما سنتوري (قنطورس) نام دارد جزء يك مجموعه چند ستاره ايست كه آلفا سنتوري A و آلفا سنتوري B شامل آن مي شوند. فاصله خورشيد تا ******ما بيش از 40 تريليون كيلومتر معادل 2/4 سال نوريست.
ستاره ها در گروههايي به نام كهكشان گرد هم جمع آمده اند. تلسكوپها تا كنون كهكشانهايي را در فاصله 12 بيليون تا 16 بيليون سال نوري نشان داده اند. خورشيد در كهكشان راه شيري قرار گرفته است و يكي از 100 بيليون ستاره ايست كه در آن مي باشد. در جهان بيش از 100 بيليون كهكشان وجود دارد و تعداد ستاره هاي هر كدام به طور متوسط 100 بيليون مي باشد. بنابراين بيش از 10 بيليون تريليون ستاره در كائنات وجود دارند. اما اگر ما در شبي با آسمان صاف و به دور از نور شهر به آسمان نگاه كنيم، البته بدون كمك تلسكوپ يا دوربين دو چشمي، تنها 3000 ستاره خواهيم ديد.
ستارگان نيز مانند ما انسانها دوره حيات دارند. آنها متولد مي شوند، دوراني را سپري مي كنند و در نهايت مي ميرند. خورشيد حدود 6/4 بيليون سال پيش متولد شد و تا بيش از 5 بيليون سال ديگر عمر خواهد كرد. سپس شروع به بزرگ شدن مي كند تا اينكه به يك غول سرخ تبديل شود. در اواخر عمر خود، لايه هاي بيروني خود را از دست مي دهد و هسته باقيمانده كه كوتوله سفيد خوانده مي شود، تدريجا نور خود را از دست خواهد داد تا اينكه به يك كوتوله سياه تبديل گردد.
ستاره هاي ديگر به طرق مختلف مراحل عمر خود را سپري خواهند كرد. برخي از آنها مرحله غول سرخ را پشت سر نمي گذارند. به جاي آن مستقيما وارد مرحله كوتوله سفيد و سپس كوتوله سياه مي شوند. درصد كمي از ستارگان نيز در پايان عمر خود دچار يك انفجار مهيب به نام ابر نواختر مي شوند.
ستارگان در شب
اگر شما شبي به آسمان نگاه كنيد متوجه خواهيد شد كه به نظر مي رسد درخشش آنها كم و زياد مي شود و اصطلاحا ستاره ها چشمك مي زنند. حركتي بسيار آهسته نيز در ستارگان آسمان ديده مي شود. اگر مكان چندين ستاره را در مدت چند ساعت دقيقا بررسي كنيد مشاهده خواهيد كرد كه همه ستارگان به آرامي به دور يك نقطه كوچك در آسمان در گردشند.
چشمك زدن ستارگان و كم و زياد شدن درخشش آنها به دليل حركت جو زمين است. نور ستارگان به صورت پرتوهاي مستقيم وارد جو مي شوند. حركت هوا دائما مسير پرتوهاي نور را تغيير مي دهد.
درخشش ستارگان
ميزان درخشندگي ستارگاني كه نور آنها به ما مي رسد به دو عامل بستگي دارد. يك، درخشش واقعي ستاره كه در اصل مقدار انرژي نورانيست كه از آن متساطع مي شود. دو، فاصله ستاره از زمين. يك ستاره نزديك كه كم نور است مي تواند بسيار درخشانتر از يك ستاره دور دست اما بسيار درخشان به نظر آيد. براي مثال، آلفا سنتوري A بسيار نورانيتر از ستاره ريگل (رجل الجبار) ديده مي شود. اين در حاليست كه آلفا سنتوري A تنها 100.000/1 ريگل انرژي نوراني توليد مي كند در عوض فاصله آن از زمين تنها 325/1 فاصله ريگل از زمين است.
طلوع و غروب ستارگان
وقتي از نيمكره شمالي زمين به آسمان نگاه مي كنيم، ستارگان به دور نقطه اي كه به آن قطب شمال سماوي مي گوئيم بر خلاف جهت عقربه هاي ساعت در چرخشند. چنانچه در نيمكره جنوبي زمين باشيم و با آسمان نظر اندازيم، ستارگان هم جهت با عقربه هاي ساعت و به دور نقطه اي كه به آن قطب جنوب سماوي مي گوئيم، حركت مي كنند. در طي روز، خورشيد نيز بر فراز آسمان،
همجهت و همسرعت با ديگر ستارگان در گردش است. اما واقعيت اين است كه حركتهايي كه ما شاهد هستيم بر اثر جابجايي واقعي ستارگان روي نمي دهد، بلكه همه آنها به دليل حركت غرب به شرق زمين حول محور خود اينچنين به نظر مي آيند. براي ناظري كه بر روي زمين ايستاده، زمين ثابت و خورشيد و ديگر ستارگان در حال حركت گردشي به نظر مي رسند.
اسامي ستارگان
اجداد ما شاهد بودند كه ستارگان مشخصي بر اساس الگوهايي شبيه به چيزهايي نظير پيكر انسان، حيوانات و يا اشياء شناخته شده، در كنار يكديگر قرار مي گيرند. بعضي از اين الگوها، كه به آنها صور فلكي مي گوئيم، يادآور شخصيتهايي اسطوره اي هستند. براي مثال، صورت فلكي اريون (شكارچي) به ياد يك قهرمان اسطوره اي يوناني نامگذاري شده است.
امروزه ستاره شناسان از اين اسامي باستاني براي نامگذاري علمي ستارگان استفاده مي كنند. اتحاديه بين المللي نجوم (IAU)، مجري نامگذاري اجرام سماوي، به طور رسمي 88 صورت فلكي را شناسايي كرده است. اين صور همه آسمان ما را پوشانده اند. در بيشتر موارد، براي نامگذاري درخشانترين ستاره در هر صورت فلكي از حرف آلفا (نخستين حرف در الفباي يوناني) در قسمتي از نام علمي آن استفاده مي شود. براي نمونه، نام علمي ستاره وگا، درخشانترين ستاره در صورت فلكي ليرا، آلفاي ليرا است.
حرف بتا به دومين ستاره درخشان در هر صورت فلكي اختصاص دارد و گاما براي سومين ستاره درخشان صور فلكي به كار مي رود. به همين شكل در نامگذاري 24 ستاره درخشان در هر صورت فلكي از 24 حرف زبان يوناني استفاده مي شود. با تمام شدن 24 حرف، اعداد به كار گرفته مي شوند.
به دليل طولاني شدن عدد مربوط به ستارگان كشف شده، IAU از سيستم جديدي براي نامگذاري ستارگاني كه كشف مي شوند، استفاده مي كند. اغلب اسامي جديد تشكيل شده از حروف اختصاري به همراه گروهي از نشانه ها مي باشند. حروف اختصاري، نشانگر نوع ستاره است و اطلاعاتي درباره ستاره بيان مي كند. براي مثال، ستاره PSR J1302-6350 يك تپ اختر است، از آنجا كه حرف اختصاري PSR در نام آن وجود دارد. اعداد 1302 و 6350 بيانگر موقعيت و مكان اين ستاره (بعد و ميل آن) در آسمان مي باشند. حرف J مبين آن است كه مكان ستاره در دستگاه اندازه گيري J2000 اعلام شده است.
| Design By : isfastro-club |
LinkDump
