صورت فلکی سگ بزرگ (کلب اکبر)

در آسمان زمستان، صورت فلکی شاخص بعد از صورت فلکی جبار، صورت فلکی سگ بزرگ (کلب اکبر) است که یافتنش هم ساده است. در این مقاله سعی شده است تا کاربران عزیز هرچه بیشتر با این صورت فلکی و نحوه رصد آن آشنا شوند.

نقشه صورت فلکی سگ بزرگ (کلب اکبر) را در اینجا مشاهده کنید.

اگر نقشه هم نداشته باشید می توانید به راحتی صورت فلکی سگ بزرگ (کلب اکبر) را پیدا کنید، چون این صورت فلکی صاحب نورانیترین ستاره آسمان یعنی، شعرای یمانی است که روی شانه آن قرار گرفته است. سگ بزرگ (کلب اکبر) یکی از دو سگ شکارچی (صورت فلکی جبار) است. سگ دیگر صورت فلکی سگ کوچک (کلب اصغر) است که در مقاله ای دیگر به توصیف آن می پردازم.

ستاره شعرای یمانی، تیشتر، شباهنگ، آلفا ( α )- کلب اکبر ( Sirius )

شعرای یمانی اسامی متعددی دارد، که نام انگلیسی آن Sirius است که برگرفته از نام یونانی این لغت است که در زبان یونانی به معنی "سوزاندن و مشتعل کردن" می باشد؛ به این لحاظ که در یونان باستان این ستاره را منبع حرارت می دانستند. اصطلاح "روزهای سگی" در گرمای تابستان به این خاطر رسم بوده است که زمان نزدیک شدن و تماس ظاهری این ستاره با خورشید در تابستان بوده است. "هزیود" یکی از شاعران یونانی گفته است: "شعرای یمانی از سر تا پای آدمی را آب نموده و می خشکاند".

از جمله نامهای دیگر این ستاره تیشتر و شباهنگ می باشد.

همانطور که اشاره شد این ستاره پرنور ترین ستاره آسمان می باشد که با قدر 44/1- در آسمان می درخشد. این ستاره به نسبت ستاره سهیل که به عنوان دومین ستاره درخشان آسمان شناخته شده، دو برابر درخشنده تر است و این به خاطر فاصله نزدیک این ستاره با مااست، این ستاره با فاصله ای معادل 6/8 سال نوری، پنجمین ستاره ی نزدیک به خورشید است.

گردش ظاهری سالانه این ستاره در آسمان به لحاظ درخشندگی فوق العاده اش برای بعضی از اقوام و مصریان و از 2000 سال قبل از میلاد حکم تقویم را داشته است.

شعرای یمانی با دمای سطحی 10000 درجه کلوین ستاره سفید رنگی است، اما به علت عبور لایه های متفاوت جو زمین و شکست نور در آنها، در هوای سرد شب های زمستانی رنگ به رنگ دیده می شود. البته رنگ این ستاره از زمانهای قدیم تاکنون تغییر کرده است. بطلمیوس و دیگر ستاره شناسان دوران باستان این ستاره را سرخ گزارش کرده اند.

شعرای یمانی ستاره دوتایی است. همدم شعرای یمانی اولین کوتوله سفیدی بود که کشف شد. آلون کلارک در سال 1241/1862، هنگامی که تلسکوپ 5/18 اینچ خود را آزمایش می کرد آن را کشف کرد. این همدم خیال انگیز، شعرای یمانی B و توله سگ نیز نامیده می شود و با قدر 4/8 می درخشد. اما به دلیل درخشندگی زیاد شعرای یمانی A ، آن را با تلسکوپ های کوچک نمی توان مشاهده کرد. قطر این ستاره فقط 3 برابر زمین است.

مشخصات ستاره شعرای یمانی A و شعرای یمانی B :

مشخصات	شعرای یمانی A	شعرای یمانی B
درخشندگی	27 برابر خورشید	001/0 شعرای یمانی A
قطر	2 برابر خورشید	3 برابر زمین
جرم	5/1 برابر خورشید	4/0 شعرای یمانی A = 250000 برابر زمین
قدر مطلق	4/1+	4/11+
حرکت خاص	307 ثانیه قوس در هر قرن
دوره تناوب گردش		48 سال
چگالی	36000 برابر خورشید= 600000 برابر آب
بعد	6 ساعت و 43 دقیقه	6 ساعت و 43 دقیقه
میل	5/16- درجه	5/16- درجه

ستاره مرزم، جارچی، بتا ( β )- کلب اکبر ( Mirzam )

ستاره بتا ( β ) از صورتفلکی سگ بزرگ (کلب اکبر) ستاره ای با قدر 5/2 است. که تقریبا" 2000 برابر خورشید درخشندگی دارد. فاصله آن از ما تقریبا" 501 سال نوری است.

نام عربی این ستاره مرزم به معنای "جارچی" است. این نام از این لحاظ است که طلوع آن نشانه از ظهور شعرای یمانی دارد. این ستاره همانند شعرای یمانی دوتایی است. هم دم آن از قدر 8/9 و فاصله زاویه ای آن از ستاره اصلی 185ثانیه قوس است.

ستاره نو ( ν )- کلب اکبر

ستاره ای سه تایی است. یکی از مولفه های آن از قدر 4 و دوتای دیگر از قدر 5 هستند. مشاهده این سه تایی زیبا با دوربین دو چشمی بسیار لذت بخش است.

ستاره های سیگما( σ ) و اپسیلون( ε )- کلب اکبر

ستاره هایی مناسب برای مقایسه رنگ ، سیگما( σ ) ستاره ای سرخ رنگ از قدر 5/3 که از ما 1230 سال نوری فاصه دارد. همسایه این ستاره ، اپسیلون( ε )- کلب اکبر است که رنگی کاملا" سفید دارد و از سیگما( σ )-کلب اکبر درخشان تر است.

اپسیلون( ε )- کلب اکبر ستاره ای دوتایی است، با همدم هایی از قدرهای 5/1 و 8 که با فاصله زاویه ای 5/7 ثانیه قوس از هم قرار گرفته اند.

ستاره اتا ( η )- کلب اکبر

این ستاره یک ابرستاره واقعی است که در این صورت فلکی به سادگی دیده می شود. اتای کلب اکبر با 100000 بار درخشندگی بیشتر از خورشید ما، در آسمان ستاره ای متوسط با قدر 4/2 و در فاصله 3261 سال نوری قرار دارد.

ستاره دلتا ( δ )- کلب اکبر

ستاره جالب توجه ای در این صورت فلکی قرار دارد که در عربی آن را وزن( Wezen ) می نامند. علت این نامگذاری روشن نیست ولی وزن تقریبی آن 10 برابر خورشید تخمین زده شده است.

شاید بهتر بود لقب "وزن" را به ستاره بسیار سنگین اتای کلب اکبر می دادند که از آن هم سنگین تر است.

ستاره دلتای کلب اکبر نیز یک ابرغول است 50000 برابر خورشید درخشندگی دارد. با اینکه 1812 سال نوری با ما فاصله دارد ولی قدرش 8/1 است. اگر شعرای یمانی ( با فاصله 8 سال نوری از ما) را می توانستیم به فاصله ای منتقل کنیم که دلتا یا اتای کلب اکبر قرار دارد، آنگاه قدر شعرای یمانی 10 یا 11 می رسید که در حد دید با چشم غیر مسلح نبود. برعکس اگر امکان داشت این دوستاره را به جای شعرای یمانی بنشانیم، درخشش آنها در حدود نصف درخشش ماه بود، در نتیجه شبهایی که در بالای افق می درخشیدند، زمین به تاریکی واقعی نمی رسید.

ستاره مو ( μ )- کلب اکبر

این ستاره یک دوتایی است از قدرهای 5/4 و 8 که 918 سال نوری با ما فاصله دارندو ستاره پرنورتر از رده طیفی G5 و دیگری از رده A2 است. جدایی زاویه ی آنها 3 ثانیه قوس است.

تاو ( τ ) – کلب اکبر

ستاره ای است سه تایی. همدم های آن از قدرهای 5/4، 10 و 11 هستند. که در حدود 3261 سال نوری با ما فاصله دارند. این ستاره 30000 برابر خورشید درخشندگی دارد.

خوشه های باز در صورت فلکی سگ بزرگ

صورت فلکی سگ بزرگ (کلب اکبر) در جنوب شرق صورت فلکی جبار (شکارچی) واقع است. این صورت فلکی دارای دو خوشه باز بسیار زیبا است که با تلسکوپ های کوچک هم به خوبی دیده می شوند.

خوشه باز M41 یا NGC2287

برجسته ترین خوشه باز این صورت فلکی M41 یا NGC2287 است. M41 سطحی معادل قرص ماه را در آسمان می پوشاند و 4 درجه جنوب ستاره شعرای یمانی قرار دارد.

در شرایط خوب ستاره شناسی(خارج از شهر و بدور از آلودگی نوری) حتی با چشم غیر مسلح نیز آن را به صورت لکه ای مه آلود قابل مشاهده است. ارسطو دانشمند معروف یونانی در 325 سال قبل از میلاد نهیز به آن اشاره کرده است.

اگر به دور از نور شهر ها رصد کنید. مشاهده این خوشه با چشم غیر مسلح ملاک خوبی برای سنجش شفافیت آسمان و همچنین تیزبینی شماست.

امروزه می دانیم M41 ، شامل بیش از 50 ستاره غول از قدر 7 است که با رنگهای زرد، سفید یا آبی-سفید و نارنجی می درخشند. درخشان ترین ستاره M41 اندکی درخشان تر از قدر 7 است و 20 ستاره درخشانتر از قدر 10 هستند. قدر مجموع خوشه 5/4 است. به همین دلیل در دوربین دو چشمی 10x50 نیمی از ستاره های خوشه مشاهده می شوند و با تلسکوپهای کوچک ستاره های بیشتری از آن را مشاهده می کنید. اگر بخواهید سرتاسر خوشه را ببینید باید از بزرگنمایی کم استفاده کنید. دقت کنید که ستاره های چگونه به صورت زنجیر وار به صورت خوشه قرار گرفته اند. اگر کمی دقت کنید 4 ستاره درخشان M41 را به شکل ذوزنقه ی زیبایی می بینید.

قطر زاویه ای M41 ، 38 دقیقه قوس است .(بزرگتر از قرص کامل ماه) به همین دلیل بهتر است در رصد با تلسکوپ از بزرگنمای کم استفاده کنید تا کل خوشه را در میدان دید ببینید.

خوشه NGC 2362 خوشه باز دیگری متراکم تر از خوشه M41 ، با مرکزیت ابرغول آبی از قدر 4 به نام تاو ( τ ) از صورت فلکی کلب اکبر است. این خوشه به راستی جواهری در میان خوشه های باز صورت فلکی سگ بزرگ است. خوشه NGC 2362 شامل 60 ستاره با قدر بین 4 تا 11 قابل دید از درون تلسکوپ های کوچک است. این خوشه 5000 سال نوری از خورشید ما فاصله دارد.

در کنارخوشه NGC 2362 ، خوشه باز دیگری قرار دارد به نام NGC 2354 . ستاره قدر دوم دلتا ( δ ) کلب اکبر کمک خوبی برای یافتن این خوشه باز است. این خوشه تنها در 5/1 درجه شمال شرق ستاره دلتا کلب اکبر قرار دارد. این خوشه با پهنای 20 دقیقه، 100 ستاره ای از قدر 9 و حتی کم نورتر را شمال می شود. البته قدر مجموع آن 5/6 است. اگر از دوربین دو چشمی استفاده می کنید کافی است ستاره دلتا را در میدان دید داشته باشید. مسلما" خوشه را مانند لکه ای غبار آلود مشاهده می کنید. تلسکوپ 10 سانتی متری و بزرگتر، ستاره های درخشان خوشه را تفکیک می کند.

در حدود 8 درجه شرق ستاره شعرای یمانی خوشه باز NGC 2360 قرار دارد. این خوشه فشرده 80 ستاره دارد. قدر مجموع آن 2/7 و قطر زاویه ای آن 13 دقیقه است.

خوشه باز NGC 2243 نیز یک خوشه باز است که در شمال شرقی صورت فلکی سگ بزرگ در 3/1 درجه لاندا ( λ ) – سگ بزرگ قرار دارد. این خوشه قدر مجموع 10 دارد. با تلسکوپ های بالاتر از 12 اینچ ممکن است بیش از 100 ستاره آن تفکیک شود. اما با تلسکوپ های کوچک (10 سانتی متری) تنها یک یا دو ستاره آن در توده ای مه آلود مشاهده می شود.

سحابی در صورت فلکی کلب اکبر

سحابی اردک NGC 2359 که گاهی اوقات آن را گاو هلمت نیز می نامند. این سحابی یکی از اجرام غیر ستاره ای قابل توجه در سگ بزرگ است. این سحابی در 4/3 درجه شمال شرقی ستاره گاما ( γ ) کلب اکبر قرار گرفته است. این سحابی بسیار کم نور اما با رشته های مارپیچش بسیار گسترده (8 دقیقه) می باشد. ستاره مرکزی آن ولف رایت ستاره ای از قدر 11 است.

ستاره های معروف صورت فلکی سگ بزرگ

نام عمومی ستاره	بعد(hh mm ss.ss)	میل (deg mm ss)	قدر
SIRIUS – (شعرای یمانی،سیروس، شباهنگ، تیشتر)	6.00:45.00:8.87	-16.00:42.00:57.99	-1.46
ADHARA - (عذاری)	6.00:58.00:37.54	-28.00:58.00:19.50	1.50
DEL CMA	7.00:8.00:23.48	-26.00:23.00:35.55	1.86
MIRZAM (مرزم)-	6.00:22.00:41.96	-17.00:57.00:21.37	1.98
ALUDRA (عذاری)-	7.00:24.00:5.69	-29.00:18.00:11.23	2.45
FURUD	6.00:20.00:18.79	-30.00:3.00:48.26	3.02
OMI2 CMA	7.00:3.00:1.46	-23.00:49.00:59.96	3.02
SIG CMA	7.00:1.00:43.14	-27.00:56.00:5.45	3.47
KAP CMA	6.00:49.00:50.45	-32.00:30.00:30.60	3.96
THE CMA	6.00:54.00:11.39	-12.00:2.00:19.13	4.07
GAM CMA	7.00:3.00:45.48	-15.00:37.00:59.74	4.11
XI2 CMA	6.00:35.00:3.37	-22.00:57.00:53.36	4.54

اجرام غیر ستاره ای کمتر از قدر 10 در صورت فلکی سگ بزرگ

نام جرم غیر ستاره ای	بعد	میل	نوع جرم غیر ستاره ای	قدر
M41 – NGC 2278	06 46.22	-20 43	خوشه باز	04.5
NGC 2204	06 15.7	-18 39	خوشه باز	08.6
NGC 2243	06 29.8	-31 17	خوشه باز	09.4
NGC 2287	06 47.0	-20 44	خوشه باز	04.5
Cr 121	06 54.2	-24 38	خوشه باز	02.6
NGC 2345	07 08.3	-13 10	خوشه باز	07.7
NGC 2354	07 14.3	-25 44	خوشه باز	06.5
Cr 132	07 14.4	-31 10	خوشه باز	03.6
Basel 11A	07 17.1	-13 58	خوشه باز	08.2
Basel 11	07 17.3	-12 12	خوشه باز	08.2
NGC 2360	07 17.8	-15 37	خوشه باز	07.2
NGC 2362	07 18.8	-24 57	خوشه باز	04.1
Haffner 6	07 20.1	-13 08	خوشه باز	09.2
NGC 2367	07 20.1	-21 56	خوشه باز	07.9
Haffner 8	07 23.4	-12 20	خوشه باز	09.1
Cr 140	07 23.9	-32 12	خوشه باز	03.5
NGC 2374	07 24.0	-13 16	خوشه باز	08
NGC 2383	07 24.8	-20 56	خوشه باز	08.4
Ru 18	07 24.8	-26 13	خوشه باز	09.4
NGC 2384	07 25.1	-21 02	خوشه باز	07.4
Tr 6	07 26.1	-24 18	خوشه باز	10.0
Ru 20	07 26.7	-28 53	خوشه باز	09.5

ستاره های متغیر در صورت فلکی کلب اکبر بر اساس فهرست عمومی ستاره های متغییر General Catalog of Variable Stars :

شناسهGCVS	بعد (hh mm ss.ss)	میل (deg mm ss)	*نوع ستاره متغییر	حداقل قدر	حداکثر قدر
R CMa	7.00:17.00:12.30	-16.00:18.00:0.00	EA/SD	6.34	5.70
W CMa	7.00:5.00:43.20	-11.00:50.00:35.00	LB	7.90	6.35
UW CMa	7.00:16.00:35.40	-24.00:27.00:59.00	EB/KE:	5.33	4.84
EW CMa	7.00:12.00:12.80	-26.00:15.00:54.00	GCAS	4.82	4.42
EY CMa	6.00:51.00:23.10	-20.00:9.00:40.00	BCEP	4.84	4.79
EZ CMa	6.00:52.00:8.10	-23.00:51.00:52.00	WR	6.95	6.71
FF CMa	7.00:8.00:35.00	-30.00:34.00:48.00	EB/KE	7.74	7.38
FM CMa	7.00:3.00:22.90	-12.00:44.00:4.00	EB/DM	7.50	7.28
FN CMa	7.00:4.00:19.80	-11.00:12.00:57.00	BCEP	5.42	5.38
FR CMa	6.00:19.00:4.80	-11.00:44.00:56.00	GCAS	5.64	5.46
FT CMa	6.00:42.00:34.20	-31.00:1.00:5.00	GCAS	5.44	5.13
FU CMa	6.00:58.00:11.80	-22.00:2.00:53.00	GCAS	6.60	6.48
FV CMa	7.00:5.00:17.10	-23.00:45.00:40.00	GCAS	5.94	5.64
FW CMa	7.00:22.00:24.50	-16.00:6.00:6.00	GCAS	5.50	5.00
FY CMa	7.00:24.00:52.20	-22.00:59.00:3.00	GCAS	5.69	5.54
GG CMa	7.00:11.00:51.70	-30.00:59.00:48.00	ELL+BCEP:	6.61	6.55
GH CMa	7.00:20.00:12.70	-20.00:24.00:36.00	SRB	7.19	6.82
GU CMa	6.00:59.00:28.60	-11.00:13.00:41.00	GCAS	6.72	6.49
GY CMa	7.00:11.00:35.40	-27.00:16.00:11.00	BCEP:	0.04	6.12
HH CMa	6.00:55.00:7.40	-22.00:8.00:8.00	BCEP	6.66	6.59
HI CMa	7.00:10.00:29.00	-15.00:24.00:48.00	GCAS	0.40	7.80
HK CMa	6.00:44.00:52.90	-20.00:57.00:36.00	ACV	6.09	6.06
HN CMa	7.00:10.00:23.40	-27.00:23.00:21.00	DSCTC	0.02	6.61
HP CMa	6.00:43.00:36.80	-30.00:53.00:43.00	GCAS	5.80	5.48
HQ CMa	7.00:18.00:53.10	-26.00:52.00:7.00	EA	6.27	6.01
HR CMa	6.00:30.00:26.30	-11.00:7.00:42.00	EA/GS	6.32	6.24
bet CMa	6.00:20.00:29.80	-17.00:55.00:47.00	BCEP	2.00	1.93
iot CMa	6.00:53.00:54.40	-16.00:59.00:17.00	BCEP	4.40	4.36
kap CMa	6.00:47.00:58.30	-32.00:26.00:59.00	GCAS	3.97	3.78
ksi 1 CMa	6.00:29.00:46.30	-23.00:22.00:52.00	BCEP	4.36	4.33
omi 1 CMa	6.00:52.00:3.40	-24.00:7.00:13.00	LC	3.99	3.78
sig CMa	6.00:59.00:43.60	-27.00:51.00:43.00	LC	3.51	3.43
ome CMa	7.00:12.00:46.90	-26.00:41.00:5.00	GCAS	4.18	3.60

* نوع ستاره متغییر

         ACV       Alpha2 Canum Venaticorum
         BCEP      Beta Cephei
         BL        BL Lacertae
         BY        BY Draconis
         CEP       cepheid
         CST       constant
         CW        W Virginis
         DCEP      Delta Cephei
         DSCT      Delta Scuti
         E         eclipsing
         EA        Algol (Beta Per)
         EB        Beta Lyrae
         EW        W Ursae Majoris
         ELL       ellipsoidal
         GCAS      Gamma Cassiopeiae
         I         irregular
         IA        white irregular
         IN        irregular in a nebula
         INS       rapid irregular in a nebula
         INT       irregular of the T Tauri type
         IS        rapid irregular
         L         slow
         LB        slow red
         M         Mira (Omicron Ceti) type
         N         nova
         NL        nova-like
         QSO       quasistellar object
         RCB       R Coronae Borealis
         RR        RR Lyrae
         RRC       RR Lyrae, C subtype
         RV        RV Tauri
         S         rapid
         SDOR      S Doradus
         SR        semiregular
         SN        supernova
         UG        U Geminorum
         UV        UV Ceti
         UVN       UV Ceti in a nebula
         ZAND      Z Andromedae
         ZCAM      Z Camelopardalis
         ZZC       ZZ Ceti
 

ستاره های دوتایی در صورت فلکی کلب اکبر:

نام ستاره	بعد	میل	قدر	جدایی زاویه ای
S 516	06 19.3	-24 58	7.2, 7.1	302.10
ZETA CMA	06 20.3	-30 03	3.1, 7.7	175.50
HJ 3869	06 32.6	-32 01	5.7, 7.7	24.90
CPO 7	06 58.6	-28 58	1.6, 7.5	7.50
HJ 3945	07 16.6	-23 18	4.8, 6.8	26.80
HJ 3949	07 18.6	-30 48	7.7, 8.0	2.90
LAL 53	07 19.4	-22 03	7.5, 7.6	4.00
ETA CMA	07 24.1	-29 18	2.4, 6.9	178.70
DUN 47	07 24.7	-31 48	5.5, 7.6	99.20

صورت فلکی سگ کوچک (کلب اصغر)

یکی دیگر از سگهای شکارچی (صورت فلکی جبار) صورت فلکی سگ کوچک (کلب اصغر) است که در مجاورت صورت فلکی کلب اکبر قرار گرفته است. این صورت فلکی جزو صورتهای فلکی کوچک آسمان است که ستاره شعرای شامی پرنورترین ستاره این صورت فلکی است. شعرای شامی هفتمین ستاره از حیث نورانیت است. این صورت فلکی جرم غیر ستاره ای شاخصی ندارد که با تلسکوپ آماتوری قابل رصد باشد.

کهکشان راه شیری از میان دو ستاره شعرای یمانی و شعرای شامی عبور می کند.

ستاره شعرای شامی، آلفا ( α ) – کلب اصغر

شعرای شامی که نام انگلیسی آن ( Procyon ) از منبع یونانی به معنی "قبل از سگ" گرفته شده است. علت آن به خاطر طلوعش قبل از ستاره مجاور آن یعنی شعرای یمانی (ستاره سگ) پرنورترین ستاره آسمان است.

شعرای شامی ستاره ای زرد رنگ از قدر 3/0 است. درخشندگی آن 7 برابر خورشید است. این ستاره 4/11 سال نوری از ما فاصله دارد و چهاردهمین ستاره شناخته شده نزدیک در آسمان و پنجمین ستاره نزدیک قابل مشاهده با چشم غیر مسلح می باشد.

شعرای شامی 4/1 برابر خورشید جرم دارد. در عرض یک قرن این ستاره یه اندازه دو دقیقه قوسی در آسمان جابجا می شود.

شعرای شامی هم مانند شعرای یمانی همدمی از نوع کوتوله سفید دارد. قدر این کوتوله سفید که در سال 1275 هجری شمسی توسط شابرل کشف شد، 8/11 است و فاصله زوایه ای آن از شعرای شامی A ، 44 ثانیه قوس است.

جرم شعرای شامی B ، 3/0 جرم خورشید و درخشندگی آن 0003/0 خورشید است. که هر 39 سال یک بار به دور شعرای شامی A ، می چرخد.

قدر مطلق شعرای شامی A ، 6/2+ و قدر مطق شعرای شامی B ، 1/13+ است.

شعرای شامی به همراه ستاره شعرای یمانی و ابط الجوزا (آلفا جبار)، مثلث درخشانی را می سازند که در آسمان شبهای زمستانی خودنمایی می کند و به آن مثلث زمستانی می گویند.

ستاره بتا ( β )- کلب اصغر

بتا ( β ) – کلب اصغر یک ستاره دوتایی از قدر سوم است. اگر با دوربین دوچشمی به آن نگاه کنید همدم سرخ رنگ آن را خواهید دید. به جز دو ستاره ای که در بالا ذکر شد، در صورتفلکی سگ کوچک، ستاره ای پرنورتر از ثدر پنج وجود ندارد.

ستاره گاما ( γ ) – کلب اصغر

گاما ( γ ) – کلب اصغر یک ستاره دوتایی از قدرهای 5 و 13 است. فاصله ظاهری این دو ستاره از یکدیگر 30 ثانیه قوسی است.

ستاره اتا ( η ) – کلب اصغر

اتا ( η ) – کلب اصغر نیز یک دوتایی است از قدرهای 5/5 و 11 و جدایی زاویه ای 4 ثانیه قوس.

S - کلب اصغر

متغییری است از گونه طیفی M . تغییرات قدر این ستاره از 6/6 تا 2/13 و زمان تناوبش 332 روز است.

u - کلب اصغر

متغییری سرخ رنگی که قدرش 8 تا 14 تغییر می کند. زمان تناوب تغییراتش 413 روز است و در رده طیفی M4 قرار دارد.

حفره سیاه (سیاهچاله) چیست؟

یک حفره سیاه فضایی، جسمی است که سرعت گریز آن بیشتر از سرعت نور باشد. سرعت گریز، به حداقل سرعتی گفته میشود که یک جسم باید دارا باشد تا بتواند از جاذبه جسم دیگری بگریزد. برای گریز از نیروی جاذبه زمین، سرعت یک جسم باید به بیش از 40،000 کیلومتر در ساعت برسد. اما برای گریز از حفرة سیاه، سرعت جسم باید به بیش از سرعت نور که حدود 300،000 کیلومتر در ثانیه است برسد، یعنی سرعت آن، بیش از یک میلیارد و هشتاد میلیون کیلومتر در ساعت باشد.

برای رسیدن به چنین سرعتی، بطور طبیعی، یک مشکل وجود دارد، و آن این است که فقط نور چنین سرعتی دارد. چیزهایی که مثل انسان و سفینة فضائی از ماده ساخته شده اند، حتی نمی توانند حدود آن سرعت را داشته باشند. به همین دلیل، هیچ چیزی نمی تواند از حفره سیاه بگریزد. اگر نور نتواند از حفره سیاه بگریزد، این بدین معنی است که ما قادر به دیدن آن نخواهیم بود و در نتیجه، نمی توانیم بفهمیم که چه چیزی در حفره سیاه اتفاق میافتد. در حقیقت عقاید ما در مورد حفرههای سیاه از تئوری کلی نسبیت آلبرت انیشتین منشاء میگیرد. برای دانشمندان مسلم است که داخل یک حفره سیاه فعل و انفعالات فیزیکی ناشناخته زیادی انجام میگیرد.

حفرههای سیاه بازمانده از ستارگان عظیمی هستند که سوختشان به اتمام رسیده و به اصطلاح مرده اند. البته، فقط ستارگانی که حجم آنها بیش از سه برابر خورشید خودمان است، حفرههای سیاه بوجود میآورند. بعضی از این ستارگان عظیم، منفجر شده و بصورت یک "سوپر نوا"ی درخشان در میآیند. بعضی سوپر نواها، بطور کامل منفجر شده و چیزی از خود باقی نمی گذارند. اما بعضی دیگر در مرکز خودشان فرو میریزند و همه مواد در آنها با هم محکم برخورد کرده و به هم می چسبند. بستگی به اینکه مرکز آنها چقدر عظیم و حجیم باشد، سوپر نواها تبدیل به نوترون شده و یا تبدیل به حفرههای سیاه میشوند.

به این خاطر که ما نمیتوانیم خود حفرههای سیاه را ببینیم، ممکن است فکر کنیم که پیدا کردن آنها غیر ممکن است. اما به کمک فنآوریهای ستاره شناسی، اولین آنها در سال 1972 میلادی کشف شد. نام این حفره Cyghus x-1 و متعلق به کهکشان راه شیری است. با وجود اینکه خود حفرههای سیاه دیده نمیشوند، اما تاثیر قوة جاذبه عظیم آنها بر ستارههای نزدیکشان را میتوان بررسی کرد. همیشه یک ستاره، با سوپر نوا جفت میشود و گازهای حاصل از آن ستاره بصورت مارپیچ به داخل سوپر نوا بلعیده میشوند. حرکت مارپیچی گازها، تصویر یک حفره سیاه را در مرکز سوپر نوا بوجود میآورد و بدین جهت است که آن را حفره سیاه مینامند.

رابطه ی ریاضی فاصله ی سیارات تا خورشید

سال 1766 میلادی، یوهان تیتوس منجم آلمانی توانست رابطه ساده ای بیابد که با استفاده از آن می شد فاصله سیارات از خورشید را بدست آورد. چند سال بعد نیز دیگر منجم هموطن او، یوهان الرت بُد، این رابطه را مستقلا" دوباره کشف کرد.البته این رابطه را هر دو از طریق بازی با اعداد بدست آوردند و بدست آوری آن رابطه پایۀ علمی نداشت. امروزه این رابطه به رابطه تیتوس_بُد مشهور است. این رابطه بدین صورت است:

فاصله سیاره از خورشید(بر حسب فاصله متوسط زمین از خورشید)=0.4+(0.3*n)

... , n=0, 1, 2, 4, 8

اعدادبدست آمده با دقت خوبی با فاصله واقعی سیارات همخوانی داشت:

سیارات	عطارد	زهره	زمین	مریخ	؟؟؟	مشتری	زحل
جواب رابطه تیتوس_بُد	0.4	0.7	1.0	1.6	2.8	5.2	10
فاصله واقعی از خورشید	0.39	0.72	1.00	1.52	؟؟؟؟	5.20	9.54

برای فاصله 2.8 برابر فاصله زمین از خورشید در آن زمان سیاره ای یافت نشده بود. بسیاری از اخترشناسان عقیده داشتند که سیاره ای کوچک در این فاصلۀ بین مریخ و مشتری وجود دارد که کشف نشده است. جستجوی منظم نوار دایرِةالبروج برای یافت این سیارۀ مفقود از اواخر قرن هجدهم شروع شد و سرانجام در اولین روز قرن نوزدهم، یک منجم ایتالیایی به نام جوزپه پیاتزی، موفق شد جسم کوچکی را در حدود این فاصله از خورشید بیابد که آن را سِرِس نامید. بعد از آن نیز اجرام دیگری با همین فاصله از خورشید کشف شدند. اخترشناسان آن دوران این نظریه را پیش کشیدند که در آن فاصله از خورشید، بجای یک سیاره، تعداد زیادی سیارک وجود دارد که با کشف تعدادزیادی از این سیاکها در سالهای بعد این نظریه تایید شد.در حقیقت رابطه تیتوس_بُد محرک اصلی کشف سیارکها بود.

سالها بعد نیز سیارۀ اورانوس کشف شد که فاصله اش با فاصله پیشبینی شده توسط رابطه تیتوس_بُد نیز می خواند!(19.6 بنابر رابطه و 19.9 بنابر اندازه گیری). اما فاصله سیارات بعدی نپتون و پلوتو در این رابطه صدق نمی کنند. امروزه نظریه ای که به نظریه واهلش دینامیکی(Dynamical Relaxation) موسوم است توضیحی برای این رابطه یافته است. بنا به این نظریه، سیارات نخست در مدارات متفاوت تکوین یافتند؛ اما سپس به مداراتی منتقل شدند که نیروهای اغتشاشی گرانشی دیگر سیارات را به حداقل برسانند. نتیجه این کار از نظر ریاضی به روابطی شبیه رابطه تیتوس_بُد منجر می شود.

نگاهی به نحوه ی تشکیل منظومه ی شمسی

 

خورشید ما کمی بیش از چهار و نیم میلیارد سال پیش تشکیل شده است. خورشید ما نیز مثل هر ستاره دیگری در جهان به شکل توده در هم پیچیده ای از ابرهای گازی که عمدتا از هیدروژن و هلیم تشکیل شده بود به وجود آمده اما خرده ریزه هایی که از انفجار سایر ستاره ها باقی مانده بودند، غبارهای بسیار ریز کیهانی که از عناصر سنگین تر همانند کربن، اکسیژن، آلومینیوم، کلسیم و آهن تشکیل شده بودند، نیز در سرتاسر این ابرها پراکنده بودند. این ذرات گرد و غبار که حتی از ذرات غباری که لبه پنجره می نشیند، کوچک تر است، به عنوان نقاط تجمع در سحابی خورشیدی عمل می کند. سایر موارد از جمله یخ، دی اکسید کربن منجمد، دور این نقاط گردهم می آیند و بدین ترتیب این ذرات کم کم بزرگ و بزرگ تر شده و به اجرامی به اندازه یک دانه شن، یک صخره و نهایتا یک تخته سنگ تبدیل می شوند. طی چند میلیون سال، تریلیون ها تریلیون قطعه یخی، سنگ ریزه و اجرام فلزی در اطراف خورشید جوان گردهم می آیند. طی ربع میلیارد سال بعد بسیاری از این اجسام در یکدیگر ادغام شده و بدین شکل سیارات بزرگ ، اقمار، سیارک ها و اجرام موجود در کمربند کوئیپر به وجود می آیند. (برای کسب اطلاعات بیشتر می توانید به مقاله «tightening our kuiperbelt» که در شمار فوریه 2003 نشریه Natural History به چاپ رسیده است مراجعه کنید.) اجرام کوچکتری که حول خورشید در حال چرخشند، طی مدت های طولانی که از تشکیل آنها گذشته است، چندان تغییر نکرده اند.

بعضی وقت ها یکی از این قطعات سرگردان که باقیمانده های تشکیل سیارات محسوب می شوند با سطح زمین برخورد می کنند. هنگامی که قطعات با زمین برخورد کنند، شهاب سنگ نامیده می شوند. مجموعه داران شهاب سنگ ها را برحسب میزان جلب توجهشان قیمت گذاری می کنند، اما اخترشناسان این اجرام را با توجه به تاریخ شان ارزش گذاری می کنند. همانطور که سنگواره های گیاهان و جانوران، داستان حیات در زمین را ثبت می کنند، این اجرام نیز داستان منظومه شمسی را در سال های اولیه آن ثبت کرده اند. بعضی اوقات نیز این امکان وجود دارد که از آنها برای بررسی تاریخ شکل گیری منظومه شمسی استفاده کنیم. در تحقیقات جدید که توسط شوگوتاچیبانا (Shogo Tachibana) و گری هاس (gary Houss) در دانشگاه ایالتی آریزونا انجام شده است نیز دقیقا همین کار صورت گرفته است؛ یعنی آنها با بررسی آهن رادیواکتیو - یا به عبارت بهتر - تحقیق روی دوتا از قدیمی ترین شهاب سنگ های شناخته شده، توانستند گام دیگری به شناخت حوادثی که به تولد خورشید منجر شد، بردارند. آهن موجود در زمین رادیواکتیو نیست، یا حداقل در حال حاضر رادیواکتیو نیست. بیش از 90 درصد آهنی که در زندگی روزمره با آنها سروکار داریم، از جمله آهنی که در ساختمان ها به کار می رود یا آهن موجود در کلم بروکسل و خون، حاوی 26 پروتون و 30 نوترون است. سایر اتم های آهن نیز حاوی 28، 31 یا 32 نوترون است. انواع مختلف یک عنصر که ایزوتوپ نامیده می شوند، توسط اختلافی که در تعداد نوترون های هسته آنها وجود دارد، از یکدیگر متمایز می شوند، اما برای نامگذاری آنها مجموع تعداد نوترون ها و پروتون های هسته ذکر می شود؛ بنابراین انواع مختلف آهن به صورت آهن 56 یا آهن 58 و غیره نامگذاری می شود.

تمام این ایزوتوپ های آهن از لحاظ رادیواکتیوی پایدارند. ایزوتوپ های دیگری نیز از آهن وجود دارند اما پایدار نیستند. طی زمان اتم های سازنده ایزوتوپ های ناپایدار به طور خودبه خود ذرات زیر اتمی را از هسته خود منتشر می کنند. این فرآیند (که تلاشی هسته ای نامیده می شود) باعث تغییر در تعداد پروتون ها و نوترون های موجود در هسته می شود و بدین ترتیب یک ایزوتوپ به ایزوتوپ دیگر یا حتی به عنصر متفاوت دیگری تبدیل می شود. در نهایت نیز ایزوتوپ ناپایدار مورد نظر از بین می رود. از سرعت تلاشی رادیواکتیو می توان به عنوان ساعتی برای تعیین زمان حوادث مهمی که در تاریخ زمین یا منظومه شمسی روی داده است، استفاده کرد. حداقل به طور نظری، می توان به اندازه گیری نسبت ایزوتوپ های رادیواکتیو ویژه به محصولات پایداری که طی تلاشی بعضی عناصر به وجود می آید، دریافت که از زمانی که جسم آخرین بار از گونه های رادیو اکتیو غنی شده است، چه مدت زمانی می گذرد با توجه به این نکته که هرکدام از ایزوتوپ های رادیواکتیو با سرعت ثابتی که ویژه آن ایزوتوپ است، تجزیه می شود، سرعت تجزیه را می توان بر حسب مفهوم «نیمه عمر بیان کرد. نیمه عمر نشان دهنده مدت زمانی است که طول می کشد یک ایزوتوپ ویژه تجزیه شده و به ایزوتوپ پایدارتر خود تبدیل شود. اندازه گیری هایی که با استفاده از ایزوتوپ های با عمر کوتاه همانند کربن 14 که دارای نیمه عمر حدود 700/5 سال است، می تواند تاریخ آثار تمدن های اولیه بشری را که در تحقیقات باستانشناسی به دست می آید، نشان دهد.

اما اندازه گیری های صورت گرفته توسط ایزوتوپ های با نیمه عمر طولانی تر، همانند اورانیم 238 که نیمه عمری حدود 5/4 میلیارد سال دارد می توانند تاریخ تشکیل صخره ها، سیارات و ستارگان را بیان کنند. آهن 60 که ایزوتوپ رادیواکتیو با نیمه عمر حدودا 5/1 میلیون سال است طی انفجارهایی که در ستارگان بسیار سنگین یا ابر نواختر (Supernova) روی می دهد، به وجود می آید. از آنجایی که منشا این ایزوتوپ منحصر به فرد است، می توان از این خاصیت مفید برای درک رویدادهای کیهانی استفاده کرد. تاجیبانا و هاس نسبت ایزوتوپی حدود ده نمونه کوچک که از دو شهاب سنگ قدیمی تهیه شده بود را اندازه گیری کردند. این دو جرم که به خاطر مکانی که در آن یافت شده اند، بیشانبور و کریمکا نامیده می شوند (اولی در هند و دومی در اوکراین به دست آمده اند) به دسته ای از اجرام تعلق دارند که طی چند میلیون سال تولد خورشید تشکیل شده اند. تمام آهن 60 موجود در دو نمونه شهاب سنگ مدت ها پیش از بین رفته و به کبالت 60 رادیواکتیو تبدیل شده است. کبالت 60 رادیواکتیو هم به نوبه خود به اتم پایدار نیکل 60 تبدیل شده است.

تاجیبانا و هاس با آزمایشاتی که روی ذرات مواد معدنی موجود در شهاب سنگ ها انجام دادند، دریافتند مقدار اضافی قابل توجهی از نیکل 60 در نمونه موجود است که این نکته نشان دهنده آن است که آهن 60 زمانی در این نمونه ها وجود داشته است. این محققین با استفاده از سایر عناصر و ایزوتوپ ها، به عنوان ساعت مرجع تاریخ آهن 60 را ردیابی کرده و دریافتند که در سحابی خورشیدی اولیه به ازای هر یک میلیارد (109) اتم پایدار آهن 56 حدود 300 اتم آهن 60 داشت. شاید این عدد بسیار کوچک به نظر برسد اما باید گفت این عدد ده برابر نسبت ایزوتوپ هایی است که فعلا در گازهای بین ستاره ای کهکشان راه شیری وجود دارد. این مقدار اضافی از آهن 60 درابتدای تشکیل منظومه شمسی رازهای زیادی در مورد منشا کهکشان ما بیان می دارد.

اخترشناسان می دانند که خورشید از ابرگازی شکلی حاصل شده است. علاوه بر آن می دانیم که عاملی باعث شده است تا این توده ابر به چنان چگالی برانی برسد که به تشکیل خورشید منجر شده است. اما پرسش این است که آن حادثه اولیه چه بوده است؟ طبق مدلی که پیش از این ارائه شده است، امواج انفجار ناشی از ابر نواخترها مظنون اصلی این رویداد است. میزان آهن 60 موجود در این دو شهاب سنگ قدیمی دلایل جدیدی در تأیید این نظر فراهم می کند. احتمالا لایه های در حال انبساط مواد ستاره ای که حاوی اتم های آهن 60 حاصل از انفجار ابر نواخترها بودند، هسته های اولیه ابرهای خورشیدی را تشکیل دادند و به همین دلیل حاوی این ساعت های آهن رادیواکتیو هستند. در همان زمان، نیروی اولیه لازم برای تشکیل خورشید منظومه شمسی و نهایتا زمین فراهم شده است.

نکته های جالب نجوم

- در سطح کره ی ماه تا چه ارتفاعی می توانید بالا بپرید؟

در واقع نیروی میدان گرانش بر روی سطح ماه تنها 0.16 شتاب گرانش بر روی زمین است، بنابراین این بدان معناست که با صرف انرژی مساوی ، شما می بایست بتوانید 6.1 برابر، بالاتر بپرید. البته در چنین گرانش ضعیفی اصلا صلاح نیست که خیلی بالا بپرید چون ممکن است امکان برگشت وجود نداشته باشد.

- در هر ثانیه خورشید 540 میلیون تن هیدروژن را به 495 میلیون تن هلیم تبدیل میکند .در این فرایند 45 میلیون تن ماده به انرژی تبدیل میشود که به شکل نور به زمین میرسد.

- هنگامی که هسته ی ستاره منفجر میشود پوسته های بیرونی ان به بیرون پرتاب میشو ند ستاره محضر تنها در خلال چند ساعت انرژی ای را منتشر میکند که خورشید ما در مدت پنج میلیون سال منتشر میکند در این حال ستاره چندین برابر درخشانتر میشودای پدیده را ابر نواختر مینامند.

- منظومه شمسی ما مرکز راه کهکشان (مرکز کهکشان را شیری) را در هر 225میلیون سال بکبار دور میزند این مدت را اختر شناسان سال کیهانی میگویند

- طبق نظریه ای از الکساندر فریدمن فیزیکدان روسی روزی جهان از منبسط شدن متوقف و سر انجام اجرام به سوی هم حرکت میکنند و همه ی انها در یک نقطه ی یگانه جمع میشوند (پایان جهان).این حادثه را رمبش بزرگ میگویند.

- دستور طبخ یک ستاره:
بسیار ساده است ابتدا فشرده شدن ابر عظیمی از غبار و گاز بین ستاره ای در حجمی نسبتا کوچک اتمهای هیدروژن را به یکدیگر نزدیک میکند (در خود فرو ریختن ) این ابر احتمالا با دریافت ضربه ای از موج حاصل از انفجار یک ستاه ی نزدیک اغاز میشود فشردگی ابر در اثر نیروی گرانش انقدر ادامه مییابد تا جوش هسته ای اغاز شود نیروی رو به بیرون حاصل از این جوش هسته ای فشردگی بیشتر ابر را متوقف میکند و وقتی این تعادل برقرار شد در واقع ستاره متولد میشود

- رنگ ستارگان از باطن ستاره پرده بر میدارد:
ستارگان ابی داغتر از خورشید و قرمز ها سردتر از ان هستند
بیشتر ستارگان داغتر از خورشید بین ده تا صد برابر خورشید جرم دارند.

انواع حرکات کره ی زمین :
1) حرکت انتقالی Revolution : که زمین با سرعت 30 کیلومتر بر ثانیه آنرا بدور خورشید در مدت 366 روز طی می کند.
2)حرکت وضعی Rotation :که زمین هر 23ساعت و 56 دقیقه یکدور بدور خود می زند و این حرکت از شرق بغرب است.
3)حرکت تقدیمی Precessional : وقتی فرفره می چرخد، محور دورانش دایره ی کوچکی را طی می کند. زمین هم چون بدور خودش می چرخد پس محور دوران حرکت وضعیش ( که رو به ستاره ی قطبیست) حرکت دیگری هم می کند که باعث می شود در هر 26000 سال یکدور کامل حول محور عمود بر دایرة البروج بزند.

محاسبه فواصل نجومی

یکی از مهمترین پارامترهای یک جسم در جهان که برای محاسبه ی دیگر پارامتر های آن مورد محاسبه قرار می گیرد ، فاصله آن از ما است . از روی فاصله اجسام می توان به اطلاعاتی مهم و اساسی در مورد آنها رسید . از گذشته های دور برای محاسبه ی فاصله ی اجرام آسمانی روش هایی ابداع شده بود.اما معمولا تمامی آنها در مورد اجرامی دور تر از سیاره های مریخ و مشتری جواب نمی دادند زیرا دقت بسیار پایینی در ابزار اندازه گیری موجود بود .اما این روش ها با گذر زمان پیشرفت کرد و روش های جدیدی به وجود آمدند . در این مقاله به چهار نمونه از مهمترین روش های اندازه گیری اشاره می کنیم . .

1 - اختلاف منظر ظاهری :

انگشتتان را مقبل خود بگیرید ، چشم چپ خود را ببندید و با چشم راست به پشت زمینه انگشت خود نگاه کنید حال این کار ار با چشم چپ هم انجام دهید . در هر مورد پشت زمینه ی انگشت شما تغییر می کند زیرا دو چشم شما از هم فاصله دارند و به دلیل اختلاف منظری که با هم دارند زمینه های متفاوت را به شما نشان می دهند . با این روش می توان با داشتن فاصله ی دو چشم از هم فاصله ی انگشت را محاسبه کرد.این روش که اختلاف منظر نامیده می شود برای محاسبه ی فاصله ی اجرام نزدیک بسیار خوب و ساده است .(برای اندازه گیری در ارتش از این روش استفاده می شود.)برای محاسبه ی جابه جایی منظره ی پشت یک جرم از در دو نوبت که معمولا در طرفین مدار زمین است عکس می گیرند و جابه جایی زاویه ای آن را با حالت قبلی مقایسه کرده و بر حسب در جه قوسی بدست می آورند حال با استفاده از معادله ی زیر به راحتی فاصله را بر حسب واحد نجومی بدست می آورند(همانطور که می دانید هر واحد نجومی [Au] برابر فاصله زمین تا خورشید یا 150میلیون کیلومتر است .):

1(Au)/206265 d (Au) =P (arcsec)

که طبق تعریف هر 206265 واحد نجومی را یک پارسک در نظر می گیرند و رابطه را به صورت زیر می نویسند.که با محاسبه P (جابه جایی ظاهری بر حسب ثانیه قوس d بدست می آید .

1 / d (Pc) = P (arcsec)

با این روش بدلیل ناتوانی فقط می توان تا 100 پارسک را اندازه گیری کرد که با حذف اثر جو به 1000پارسک قابل تغییر است. بنابراین زیاد کاربردی نیست ومعمولا در مورد اندازه گیری در منظومه شمسی خودمان استفاده می شود .

2 - اختلاف منظر طیفی :

ستارگان بر اساس دمای سطحی اشانو شکل طیفشان ، دسته بندی طیفی می شوند که این دسته بندی نوع طیف ستاره را مشخص می کند و با دانستن نوع طیف ستاره می توان اطلاعاتی از جمله درخشندگی مطلق ستاره را محاسبه کرد . نموداری به نام هرتز پرونگ - راسل (H - R) وجودارد که درخشندگی مطلق ستارگان بسیاری را بر حسب رده بندی طیفی آنها به صورت تجربی و آماری مشخص می کند . ازروی این نمودار و با طیف نگاری از این ستارگان می توان درخشندگی مطلق هر ستاره را مشخص کرد با به دست آوردن درخشندگی مطلق (L) با استفاده از فرمول ساده ای که در مورد درخشندگی مطلق و ظاهری وجود دارد فاصله ی جرم محاسبه می شود.در این فر مول درخشندگی ظاهری (b) نیز لازم لست که بوسیله فوتو متری از روی زمین تعیین می شود.

به این روش که طیف نگاری مبنای تعیین فاصله است اختلاف منظر طیفی می گویند.این روش بدلیل نداشتن دقت کافی و لازم برای ستارگان کم نور و دور دست محدودیت هایی دارد ولی بهتر از اختلاف منظر ظاهری است زیرا تا حدود فاصله ی دهها میلیون پارسک را برای ستارگان پر نور تعیین می کند که مزیت بزرگی نسبت به روش قبلی است اما در مورد خوشه ها و کهکشان ها با توجه به کم نور بودن ستارگانشاناستفاده ار این روش دقت کمی دارد.

3 - استفاده از متغییر های قیفاووسی و ابر نو اختران:

متغییر های قیفاووسی و ابر نو اختران از شاخص های اندازه گیری فاصله هستند زیرا تناوب آنها مستقیما با درخشندگی آنها رابطه دارد .متغییر های قیفاووسی مهمترین ابزار برای محاسبه ی فاصله ی کهکشان ها هستند .

اخیرا ستاره شناسان با استفاده از ابر نواختر های گروه I(a)میتوانند فاصلهی اجرام بسیار بسیار دور را نیز بدست بیاورند.زیرا در خشندگی این ابر نو اختران به قدری زیاد می شود که می توان انها را از فواصل دور نیز رصد کرد.

برای مثال در سال 1992 یک تیم از اختر شناسان از نتغییر های قیفاووسی یک کهکشان به نام IC 4182 برای تعیین فاصله ی آن از زمین اشتفاده کردند.انها برای این منظور از تسکوپ فضایی هابل بهره جستنددر 20 نوبت جداگانه از ستارگان آن کهکشان عکس برداری کردند. با مقایسه ی عکس ها با یکدیگر آنها 27 متغییر را در عکس ها شناسایی کردند با رصد های متوالی از ان متغییر ها توانستند منحنی نوری آنها را رسم کنند سپس با طیف سنجی ، طیف ستارگان متغییر را مورد بررسی قرار می دهند و از روی طیف آن مقدار آهن موجود در متغییر را شناسایی می کنند.اگر مقدار اهن زیاد باشد متغییر I(a) است و کم باشد از نوع II است .

از روی منحنی نوری ستاره میانگین قدر ظاهری آن را محاسبه می کنندو دورهی تناوب آن را بدست می آورند.همان گونه که گفتیم دوره تناوب با درخشندگی متغییر ها رابطه ی مستقیم دار د. این رابطه از روی نمودار زیر که یک نمودار تجربی است بدست می آید .با قرار دادن دوره تناوب متغغیر مورد نظر و دانستن نوع طیف آن (IیاII)می توان در خشندگی مطلق آن را بدست اورد. از طرفی چون افزایش درخشندگی برای قدر مطلق به صورت لگاریتمی و(در پایه ی 2.54 ) تغییر میکند. به ازای دانستن نسبت درخشندگی مطلق به درخشندگی خورشید می توان از رابطه ی زیر قدر مطلق ستاره را محاسبه کرد.

حال با دانستن قدر مطلق از رابطه ی بالا و قدر ظاهری از روی نمودار منحنی نوری با استفاده از رایطه ی مودل فاصله ، فاصله بدست می آید.

m-M=distance modulus =5 log d-5

4 - استفاده از قانون هابل :

روش دیگربرای محاسبه ی فاصله ی اجرام مخصو صا کهکشان ها استفاده از قانون هابل است. در این روش از صورت ریاضی قانون هابل که به صورت زیر است استفاده می کنیم .

V=d*H

که درآن v سرعت جسم در راستای دید ما است و H ثابت هابل است . برای محاسبه ی فاصله ی کهکشان ها و اجرام دوردستسرعت شعاعی (_در راستای دید ) جرم را بوسیله ی انتقال به سرخ (red shift) ستاره از روی طیف آن محاسبه می کنند. طبق پدیده ی انتقال به سرخ اگر جسمی از ناظر دور شود انتقال به سرخ و اگر به آن نزذیک شود انتقال به ابی صورت گرفته که مقدار آن از رابطه زیر به دست می آید. که در آن Z انتقال به سرخ ،لاندا صفر طول موج طیف آزمیشگاهی ، و لاندا طول موج طیف گرفته شده از ستاره است. بوسیله ی رابطه ی زیر از روی انتقال به سرخ می توان سر عت را بدست آورد:

v=C*Z

حال با قرار دادن سرعت در رابطه ی هابل فاصله بدست می آید.

d=C*Z/H

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 ان تغییر میکند هم چنین وابستگی این عامل به زمان نیز در محاسابت اختلال بوجود می آورد.در حال حاضر بهترین روش برای اندازه گیری فاصله ی اجرام استفاده از ابر نو اختر هاست که تا فواصل چند ده مگا پارسکی را با دقت خوبی محاسبه می کند .