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 .

مدار رقص نور ساده

در این مطلب با یک رقص نور ساده آشنا می شوید.

قطعات مورد نیاز

1. 10 عدد LED قرمز یا هر رنگ دیگر
2. 1 عدد آیسی 4011
3. 1 عدد آیسی 4017
4. 1 عدد خازن 0.1UF
5. 1 عدد پتانسیومتر 100k
6. 1 عدد مقاومت 1 مگا اهم
7. 1 عدد مقاومت 1 کیلو اهم
8. برد بورد
9. سیم تلفنی

آیسی 4011

این آیسی دارای 4 گیت NAND است.به پایه های ورودی وخروجی در شکل زیر دقت کنید.،پایه 7 تغذیه منفی و پایه 14 تغذیه مثبت است.گیت NAND عکس گیت AND است.همانطور که در شکل مشاهده می کنید.،علامت NOT در بالای AND هر دو پایه ورودی وجود دارد.J،K،L،M پایه های خروجی هستند.

LED

پایه بلندتر پایه مثبت(آند) و پایه کوتاهتر منفی (کاتد)است.همانطور که در نقشه ملاحظه می کنید.پایه بلندتر به پایه های آیسی متصل است و پایه کوتاهتر تمامی LED ها به صورت مشترک به منفی منبع تغذیه متصل شده است.

نقشه مدار

تمام اتصالات کاملا در نقشه مشخص است.،آیسی 4017 یک Shift Register است.که پالس دریافت شده در پایه 14 را که در نقشه می بینید.،به بقیه پایه هایی که LED به آن متصل است.، شیفت می دهد.واین کار مکررا تکرار می شود وشما شاهد روشن و خاموش شدن LED ها خواهید بود.،اگر مدار شما عمل نکرد.،با استفاده از پیچ گوشتی ساعتی پتانسیومتر را به گونه ای تنظیم کنید.،تا شاهد رقص نور در LED ها باشید.U2 آیسی 4011 و U1A ,U1B در واقع 2 تا از گیتهای NAND آیسی 4011 است.
پایه 15 آیسی 4017 پایه reset یا آغاز شمارش از پایه 3 است.این پایه با لبه بالارونده ولتاژ تحریک می شود.برای جلوگیری از reset مدار به صورت ناخودآگاه آنرا به همراه پایه8 و 13 زمین می کنیم.
پایه 14 نیز نسبت به لبه بالا رونده پالس حساس است.و به محض دریافت پالس در اولین بار پایه 3 را high می کند.وشما شاهد روشن شدن LED متصل به این پایه می شوید.این روند تا پایه 11 که آخرین پایه مربوط به شمارش است در صورت دریافت پالس در پایه 14 ادامه خواهد داشت.

پالس نیز به طور خودکار توسط آیسی NAND 4011 ایجاد می شود.فاصله زمانی بین شارژ و دشارژ خازن باعث تحریک پایه 14 می شود.فاصله زمانی بین شارژ و دشارژ خازن در واقع فاصله زمانی بین روشن و خاموش شدن LED ها یا high و low شدن پایه های آیسی 4017 است.
می توانید با پیچ گوشتی ساعتی این پتانسیو متر را پیچانده و فاصله زمانی شارژ و دشارژ‌ خازن و در واقع فاصله زمانی بین شمارش ها را به طور دلخواه تنظیم کنید.

موتور پله ای

موتور پله ای (Stepper Motor) یکی از انواع موتورهای الکتریکی است که حرکت آن کاملا دقیق و از پیش تعریف شده می باشد و با ارسال بیتهای 0,1به سیم پیچهای آن می توان آنرا حرکت داد.

نحوه حرکت تمامی موتورها

ساختار موتور پله ای

این موتورعموما دارای چهار قطب میباشد که سیم پیچها بر روی این چهار قطب قرار می گیرند و شما با ارسال بیتهای 0و1به این سیم پیچها در واقع میدان مغناطیسی ایجاد می کنید که این میدان باعث حرکت روتورمغناطیسی موجود در داخل موتور پله ای می شود البته میبایست این سیم پیچها را به توالی 0 و 1 کرد و گرنه موتو ر مطابق میل شما نخواهد چرخید یکی از مشخصه های این موتور زاویه حرکت آن می باشد و هر موتوری زاویه حرکتی مخصوص به خودش را دارد مثلا اگر موتوری زاویه حرکتش 7درجه باشد این موتور در هر بار ی که سیم پیچهایش حاوی ولتاژ می شوند 7 درجه در سمت حرکت عقربه های ساعت یا خلاف جهت آن بسته به اینکه سیم پیچها با چه ترتیبی ولتاژ دار می شوند خو اهد چرخید این 7 درجه چرخش برای این موتور پله ای نمونه یک پله یا یک step محسوب می شود با این تعریف متوجه شدید که یک موتور پله ای در یک دور کامل ممکن است.،100تا 200 پله کمتر یا بیشتر بسته به نوع موتور خواهد داشت.شما حتی می توانید یک موتور پله ای را به صورت نیم پله یعنی با نصف زاویه حرکت راه اندازی کنید این موتورها به صورت میکرو پله نیز حرکت می کنند در واقع منظور حرکت خیلی ریز ودقیق است. وقتیکه شما یک موتور پله ای را از نزدیک می بینید متوجه تعدادی سیم رنگی می شوید که از موتور پله ای بیرون آمده در واقع این سیم ها هر کدام به سر یک سیم پیج متصل هستند و یک سیم بین تمام سیم ها مشترک است .

نحوه کنترل

این موتور به صورت 1 بیتی یا دو بیتی حرکت می کند در حالت یک بیتی در هر لحظه تنها یک سیم پیچ پالس 1 را دریافت می کند ودر حالت دو بیتی دو سیم پیچ در هر لحظه پالس 1 را دریا فت می کنند اگر این دریافت پالس به صورت منظم و پشت سر هم انجام شو د موتور نیز به صورت صحیح به سمت جهت حرکت عقربه های ساعت یا خلاف جهت آن حرکت خواهد کرد.

بیایید نحو ه کنترل موتور پله ای را در دو حالت یک بیتی یا دو بیتی بررسی کنیم .

نحوه کنترل 1 بیتی

در حالت یک بیتی اگر اول سیم پیچ 1 را تحریک کنیم .سیم پیچ 2و3و4 بدون تحریک باید باشند جهت حرکت موتور پله ای در سمت حرکت عقربه های ساعت بعد از سیم پیچ 1 نوبت سیم پیچ 2 است که تحریک شود.، و در این حالت نیز بقیه سیم پیچها بدون تحریک هستند بعد از آن نوبت سیم پیچ 3 و سپس نوبت سیم پیچ شماره 4 است دقت کنید که در هر لحظه یک سیم پیچ تحریک شو د اگر بعد از سیم پیچ 1 سیم پیچ 4 را تحریک کنیم و سپس به سراغ3و2 برویم موتور در جهت عکس عقربه های ساعت خواهد چرخید.

نحوه کنترل 2 بیتی

در حالت دو بیتی در لحظه دو سیم پیچ بار دار می شو ند مثلا اگر اول سیم پیچ 1 و2 تحریک شوند بعد سیم پیچ 2و3 سپس 3و4 ودر نهایت 4و 1 برای حرکت موتور پله ای بایست همین ترتیب را تا موقعییکه می خوا هید موتور حرکت داشته باشد ادامه دهید حال اگر این ترتیب را عوض کنید موتور در خلاف جهت فعلی حرکت می کند

حرکت در جهت عقربه های ساعت (تحریک 2 بیتی)	حرکت در جهت خلاف عقربه های ساعت (تحریک 2 بیتی)

نحوه حرکت موتورهای الکتریکی

حالا بیا یید ببینیم چه اتفاق می افتد که موتور پله ای حرکت می کند.
کلید فهمیدن اینکه موتورهای الکتریکی چگونه کار می کنند فهمیدن نحوه عملکرد آهن ربای الکتریکی است آهن ربای الکتریکی مبنای کار موتورهای الکتریکی است.
اگر سیمی حدود 10 سانتی متر بردارید و به دور میخی بپیچید و دو سر آنرا به دو سر یک باطری وصل کنید زمانیکه جریان از سیم عبور می کند یک میدان مغناطیسی در اطراف سیم ایجاد می شود و آن میخ تبدیل به آهنربا می شود این میدان تا زمانییکه جریان از سیم عبور میکند وجود دارد یعنی تا زمانییکه دو سر سیم به باطری متصل باشد و زمانییکه این اتصال قطع شود این میدان نیز از بین می رود آن سر میخ که به قطب مثبت باطری وصل شده S وسر دیگر را که به قطب منفی باطری وصل شده N می نامییم حال اگر یک آهن ربای نعلی شکل بردارید و این میخ را به صورت معلق در وسط این آهن ربا قرار دهید به طورییکه میخ کاملا افقی قرار گیرد در صورتیکه قطب N میخ در مقابل قطب N آهن ربا ی نعلی شکل قرار بگیرد .
وقطب دیگر میخ نیز به همین صورت در این وضعییت میخ 180 درجه خواهد چرخد تا قطب N میخ در مقابل قطب S آهنربا و قطب S میخ در مقابل قطب N آهن ربا قراربگیرد همانطور که میدانید دو قطب متضاد همدیگر را جذب ودو قطب همسان همدیگر را دفع می کنند که حرکت میخ نیز در آهن ربای نعلی شکل به همین صورت است  .
حرکت موتورهای الکتریکی نیز در واقع از همین قانون پیروی می کند ما هر بار که در یک موتور پله ای یک سیم پیچ را تحریک می کنیم در واقع قطبهای N , S را در داخل موتور ایجاد میکنیم و روتور نیز مثل آن میخ و با استفاده از قانون جذب ودفع قطبها به حرکت در مآید واین حرکت همان چیزی است که ما به صورت فیزیکی از موتور مشاهده می کنیم .