tabiatasemaneshab

 تلسکوپ فضایی جیمز وب یا به‌ اختصار JWST، یکی از پیشرفته‌ترین تلسکوپ‌هایی است که تاکنون ساخته شده است. برنامه‌ریزی پروژه JWST بیش از ۲۵ سال پیش شروع شد و ساخت آن بیش از یک دهه طول کشید. تلسکوپ فضایی جیمز وب در ۲۵ دسامبر ۲۰۲۱ به فضا پرتاب شد و بعد از یک ماه به مقصد نهایی خود، ۹۳۰ هزار مایل دور از زمین، رسید. جیمز وب در این نقطه از فضا دید نسبتا بدون مانع از جهان دارد.

طراحی جیمز وب یک تلاش جهانی به رهبری ناسا بود و هدف آن این بود که مرزهای رصد نجومی را با مهندسی انقلابی جابه‌جا کند. آینه عظیم JWST حدود ۲۱ فوت (۶.۵ متر) قطر دارد که تقریبا سه برابر تلسکوپ فضایی هابل است که در سال ۱۹۹۰ پرتاب شد و هنوز کار می‌کند.

آینه تلسکوپ به آن اجازه می‌دهد تا نور را جمع‌آوری کند. آینه JWST به‌ قدری بزرگ است که می‌تواند کم‌نورترین و دورترین کهکشان‌ها و ستاره‌های کیهان را ببیند. همچنین، ابزارهای پیشرفته جیمز وب قادر هستند اطلاعاتی درباره ترکیب، دما و حرکت این اجرام کیهانی دوردست ارائه کنند. اما آیا با این تلسکوپ پیشرفته می‌توانیم آغاز زمان را ببینیم؟ برای اینکه نظر ستاره‌شناسان را بدانید تا انتهای مقاله با ما همراه باشید.

سفر در زمان

اخترفیزیکدان‌ها مدام به گذشته نگاه می‌کنند تا کشف کنند که ستاره‌ها، کهکشان‌ها و سیاهچاله‌های کلان‌جرم وقتی که نور آن‌ها سفر خود را به سمت زمین آغاز کرد، چه شکلی بودند. سپس، از این اطلاعات برای درک بهتر رشد و تکامل آن‌ها استفاده می‌کنند.

تلسکوپ فضایی جیمز وب چقدر می‌تواند به گذشته کیهان نگاه کند؟ حدود ۱۳.۵ میلیارد سال. بنابراین، JWST برای ستاره‌شناسان و دانشمندان فضا دریچه‌ای به جهان ناشناخته است. هیچ تلسکوپی ستاره‌ها، کهکشان‌ها و سیاره‌های فراخورشیدی را آن‌طور که در حال حاضر هستند، نشان نمی‌دهد. در عوض، اخترشناسان وضعیت گذشته آن‌ها را می‌بینند.

حرکت نور در فضا و رسیدن آن به تلسکوپ‌های ما زمان‌بر است. بنابراین وقتی به فضا نگاه می‌کنیم، انگار به گذشته سفر کرده‌ایم. این حتی برای اجرامی که بسیار به ما نزدیک هستند نیز صدق پیدا می‌کند. نوری که از خورشید می‌بینیم، حدود ۸ دقیقه و ۲۰ ثانیه قبل از آن ساطع شده است. این مدت زمانی است که طول می‌کشد تا نور خورشید به زمین برسد. 

محاسبه این زمان کار ساده‌ای است. تمام نورها، چه نور خورشید، چراغ قوه یا یک لامپ ساده، با سرعت ۱۸۶ هزار مایل (تقریبا ۳۰۰ هزار کیلومتر) در ثانیه حرکت می‌کنند. این سرعت معادل بیش از ۱۱ میلیون مایل (حدود ۱۸ میلیون کیلومتر) در دقیقه است.

خورشید حدود ۹۳ میلیون مایل (۱۵۰ میلیون کیلومتر) از زمین فاصله دارد. بنابراین، ۸ دقیقه و ۲۰ ثانیه طول می‌کشد تا نور آن به زمین برسد. هرچه چیزی دورتر باشد، نور آن دیرتر به ما می‌رسد. مثلا نوری که از پروکسیما قنطورس، نزدیک‌ترین ستاره به زمین بعد از خورشید، می‌بینیم ۴ ساله است. پروکسیما قنطورس حدود ۲۵ تریلیون مایل (تقریبا ۴۰ تریلیون کیلومتر) از زمین فاصله دارد، بنابراین نور آن کمی بیش از 4 سال طول می‌کشد تا به ما برسد.

اخیرا، JWST ایرندل را رصد کرد که یکی از دورترین ستاره‌های کشف‌شده است. نوری که جیمز وب از این ستاره می‌بیند حدود ۱۲.۹ میلیارد سال قدمت دارد.

جیمز وب در مقایسه با تلسکوپ‌های دیگر مانند تلسکوپ فضایی هابل به گذشته بسیار دورتر نگاه می‌کند. مثلا اگرچه هابل می‌تواند اجسامی را ببیند که ۶۰ هزار بار کم‌نورتر از چیزی هستند که چشم انسان می‌بیند، JWST می‌تواند اجسامی را ببیند که ۹ برابر کم‌نورتر از چیزی هستند که هابل قادر به دیدن آن‌ است.

بیگ بنگ

اصطلاح بیگ بنگ برای تعریف آغاز جهان به‌ صورتی که ما می‌شناسیم به‌ کار می‌رود. به عقیده دانشمندان، بیگ بنگ حدود ۱۳.۸ میلیارد سال پیش رخ داده است. بیگ بنگ پذیرفته‌شده‌ترین نظریه در میان فیزیکدانان برای توضیح تاریخ جهان ما است.

با‌ این‌ حال، این اصطلاح کمی گمراه‌کننده است. زیرا پشنهاد می‌کند که نوعی انفجار مانند آتش‌بازی، جهان را ایجاد کرده است. بیگ بنگ بیشتر به فضایی اشاره می‌کند که به‌ سرعت در همه جای کیهان در حال گسترش است. بلافاصله پس از بیگ بنگ، محیط شبیه مه کیهانی بود که جهان را پوشانده بود و عبور نور را دشوار می‌کرد. به‌ همین دلیل است که این دوره «عصر تاریک کیهانی» نامیده می‌شود.

با ادامه گسترش جهان، مه کیهانی کنار رفت و نور توانست آزادانه در فضا حرکت کند. در واقع چند ماهواره نور باقی‌مانده از بیگ بنگ را حدود ۳۸۰ هزار سال پس از وقوع آن، مشاهده کرده‌اند. تلسکوپ‌ این ماهواره‌ها برای تشخیص درخشش لکه‌دار باقی‌مانده از بیگ بنگ ساخته شده است. این نور در موج مایکروویو قابل‌ردیابی است.

‌با این‌ حال، حتی ۳۸۰ هزار سال بعد از بیگ بنگ، هیچ ستاره و کهکشانی وجود نداشت و جهان همچنان یک مکان بسیار تاریک بود. دوران تاریک کیهانی چند صد میلیون سال بعد، زمانی که اولین ستاره‌ها و کهکشان‌ها شروع به شکل‌گیری کردند، به پایان رسید.

تلسکوپ فضایی جیمز وب برای رصد بیگ بنگ طراحی نشده،‌ بلکه هدف آن دیدن دوره‌ای است که اولین اجرام در جهان شروع به شکل‌گیری و ساطع کردن نور کردند. قبل از این دوره با توجه به شرایط جهان اولیه و نبود کهکشان‌ها و ستاره‌ها، نور کمی برای رصد توسط جیمز وب وجود داشت.

نگاه کردن به دوره زمانی نزدیک بیگ بنگ صرفا نیاز به آینه بزرگ‌تر ندارد. ستاره‌شناسان قبلا این کار را با استفاده از ماهواره‌هایی انجام داده‌اند که امواج مایکروویوی را که مدت کوتاهی بعد از بیگ بنگ منتشر شده‌اند، رصد می‌کنند.

بنابراین تلسکوپ فضایی جیمز وب که جهان را چند صد میلیون سال پس از بیگ بنگ رصد می کند، عملکرد محدود ندارد. در واقع، این ماموریت جیمز وب است. هدف این است که کشف کنیم اولین نور از ستاره‌ها و کهکشان‌ها در کجای جهان ظاهر شد.

دانشمندان امیدوار هستند با مطالعه کهکشان‌های قدیمی شرایط منحصر به‌ فرد جهان اولیه را درک کنند و درباره فرایندهایی که به شکوفایی آ‌ن‌ها کمک کرده است، اطلاعاتی به‌ دست آورند. این شامل تکامل سیاه‌چاله‌های بسیار پرجرم، چرخه حیات ستاره‌ها و ماده تشکیل‌دهنده سیاره‌های فراخورشیدی و جهان‌های فراتر از منظومه شمسی ما است.

تلسکوپ های شکستی

بعضی از مدل های تلسکوپ مخصوص عکاسی نجومی طراحی و ساخته شده اند که نمونه های زیر از این نوع تلسکـوپ ها هستند.

تلسکوپ شکستی 65 میلی‌متری ZWO مدل FF65 Apo

تلسکوپ شکستی 65 میلی‌متری ZWO مدل FF65 Apo که به طور خاص برای عکاسی تولید شده است وِیژگی‌های منحصر بفردی را در اختیار عکاسان نجومی می‌گذارد از جمله اینکه تلسکوپ میدان دید مسطح دارد و نیازی به خرید مسطح کننده میدان ندارید. در هنگام اضافه کردن تجهیزات اضافی مانند دوربین دیجیتال نیازی به محاسبه «بک-فوکوس» back focus ندارید تا زمانی که سوژه در فوکوس باشد تمام سیستم اُپتیکی تلسکوپ در بهترین حالت برای ثبت تصاویر نجومی است. برای همین عکاسی نجومی با  65 میلی‌متری ZWO مدل FF65 Apo سریعتر و راحت‌تر از سایر تلسکـوپ‌ها است.

تلسکوپ شکستی 65 میلی‌متری ZWO مدل FF65 Apo علاوه بر عکاسی نجومی برای رصد آسمان شب هم مناسب است. به راحتی می‌توانید چپقی و انواع چشمی‌ها را به آن متصل کنید و رصدهایی خوب از سیارات و سایر اجرام آسمان داشته باشید.

تلسکوپ شکستی 65 میلی‌متری ZWO مدل FF65 Apo بسیار کوچک و سبک است. لوله تلسکوپ 2 کیلوگرم وزن دارد و همراه با حلقه‌های اتصال وزن آن 2.8 کیلوگرم است. سیستم اُپتیکی آن با 5 عدسی که دوتای آنها ED  هستند کمترین پراکندگی نوری ممکن را دارد و علاوه بر این عاری از خطای کروماتیک و سایر ایرادهای معمول در تلسکوپ‌های شکستی است. 

ویژگی های تلسکـوپ شکستی 65 میلی‌متری ZWO مدل FF65 Apo:

• طراحی و ساخته شده برای عکاسی نجومی
• لوله تلسکوپ با دهانه 65 میلی‌متری و لنزهای آپوکروماتیک و نسبت کانونی f/6.4
• لنزهای آپوکروماتیک ED با کمترین پراکندگی نوری و بالاترین کیفیت
• مجهز به عدسی‌های 5 تایی بدون خطای رنگی Quintuplet air-spaced APO
• با میدان دید مسطح - بدون نیاز به خرید مسطح کننده میدان برای عکاسی نجومی
• همراه با سه آداپتور M/68-M/54-M/48  برای اتصال انواع دوربین
• بدون نیاز به تنظیم back-focus در هنگام عکاسی نجومی
• تصویر خروجی تلسکوپ در زمان عکاسی نجومی سنسور فول فریم 44 میلی‌متر را پوشش می‌دهد
• دارای فوکوسر بسیار دقیق دو سرعته 1:10 – فوکوس سریع و فوکوس دقیق
• ایده‌آل برای عکاسی و فیلمبرداری از اعماق آسمان شب (سحابی‌ها و کهکشان‌ها)
• محور یا پیچ چرخان 360 درجه، مخصوص عکاسی با دوربین، جهت چرخاندن دوربین به میزان دلخواه
• سبک، کوچک و زیبا – حمل و جابجایی بسیار راحت، مناسب سفرهای نجومی و تورهای رصدی
• بسیار سبک به وزن 2 کیلوگرم با بدنه ماشینکاری شده CNC بسیار دقیق
• فقط لوله تلسکوپ – بدون چپقی، چشمی، مقر و سه پایه(سایر لوازم جداگانه تهیه می‌شوند)
• مناسب تماشای مناظر زمینی (با اضافه کردن چپقی و چشمی مناسب)

تلسکوپ آپو William Optics FLT 156 Triplet Fluorostar Blue

تلسکوپ Fluorostar 156 APO ویلیام اپتیکز اپتیکی آپوکروماتیک برای عکاسی و رصد چشمی با کیفیت بالا با گشودگی 156 میلیمتر و فاصله کانونی 1217 میلیمتر یا نسبت کانونی 7.8 است.

تلسکـوپ تریپلت FLT 156 ویلیام اپتیکز از نگهدارنده شیئی فولادی برای عدسی 156 میلیمتری خود استفاده می‌کند. ثابت شده است که این نگهدارنده فولادی در مقایسه با نگهدارنده آلومینیومی بزرگ، شیئی را به دلیل تغییرات دمای محیط کمتر تحت فشار قرار می‌دهد. این بدان معناست که هدفتان با FLT-FPL-53 و عدسی لانتانیومی در طول تغییرات ناگهانی دما، بدون محدودیت و در یک راستا باقی می‌مانند تا عملکرد مورد انتظار شما را ارائه دهند. Fluorostar 156 APO ساخت ویلیام اپتیکز در رنگ آبی با لوله سفید ارائه شده است. اتصال لوله اپتیکی به رابط نیز با سه حلقه انجام می‌شود تا از محکم بودن آن اطمینان حاصل شود.

اگر می‌خواهید تصاویر نجومی فوق‌العاده‌ای با یک شکستی APO با کیفیت بالا بگیرید، این تلسکوپ راه عالی برای دستیابی به اهداف عکاسی شما است. طراحی لنز سه‌گانه با فاصله هوای شیشه‌ای FPL-53، تصاویری با وضوح فوق‌العاده، جزئیات واضح و با تصحیح رنگ در مرتبه آپو ارائه می‌کند.

شامل یک اتصال نوع لوسماندی، فوکوسر رک و پینیون دو سرعته 3.7 اینچی، سه حلقه نصب تاشو برای لوله تلسکوپ، و درپوش نوآورانه ماسک Bahtinov.

معرفی اولین ویژگی نوآورانه در صنعت تلسکوپ: اکنون Fluorostar 156 APO از ویلیام اپتیکز به صورت استاندارد با درپوش گرد و غبار ارائه می‌شود که دارای ماسک داخلی و شفاف Bahtinov برای فوکوس عالی در هر استفاده است. به سادگی صفحه پوشش جلویی صاف را بردارید و درپوش گردوغبار را روی لوله بگذارید بماند. تلسکـوپ را به سمت ستاره‌ای درخشان بگیرید و با دقت فوکوس کنید. هنگامی که پره‌های پراش مرکزی دقیقاً در مرکز بین دو پره دیگر به نظر می‌رسد که "X" را تشکیل می‌دهند، تلسکـوپ شما دقیقاً فوکوس شده است. درپوش گرد و غبار را با احتیاط از انتهای لوله تلسکوپ بردارید، و آماده عکاسی هستید. 

ویژگی های تلسکـوپ Fluorostar 156 APO:

• گشودگی 156 میلیمتری با نسبت کانونی 7.8
• شیئی ترپلت با عدسی‌های FPL-53 و لانتانیوم
• پوشش کامل حسگر فول فریم (44 میلیمتر)
• قابل استفاده با دوربینهای APS-C و فول
• فوکوسر 3.7 اینچی رک و پینیون
• دارای درپوش غبار و ماسک باتینوف
• رنگ بدنه سفید با بخشهایی به رنگ آبی

نتیجه

تمام تلسکـوپ های که تا به همین امروز ساخته شده اند هر کدام در زمانه خود بهترین تلسکوپ و پیشرفته ترین آنها بوده اند. همه این تلسکـوپ ها برای بالا بردن شناخت انسان از محیط پیرامون خود در فضا ساخته و اختراع شده اند. تلسکـوپ های ساخته شده تا به امروز به بشر برای شناخت آسمان بسیار کمک کرده اند و همچنان نیز این رویه ادامه دارد. بشر همچنان در صدد اختراع تلسکـوپ های بهتر و پیشرفته تر برای کشف شگفتی های فضا است. تلسکـوپ فضایی جیمز وب در حال حاضر یکی از پیشرفته ترین تلسکـوپ های موجود می باشد. تصاویر با کیفیت و دقیق این تلسکـوپ توانسته کمک شایانی به ستاره شناسان و اختر فیزیکدانان کند.

اگر شما هم به علم نجوم و ستاره شناسی علاقمند هستید می توانید با خرید تلسکوپ رویای خود را محقق کنید. خرید تلسکوپ مناسب می تواند شما را هم مسیر با دانشمندان و ستاره شناسان پیش ببرد تا شاید شما نیز یک شگفتی جدیدی را در آسمان کشف کنید و به مردم جهان نشان دهید. شما می توانید با مراجعه به سایت موسسه طبیعت آسمان شب تلسکـوپی با کیفیت و با قیمت مناسب پیدا کنید و سپس با چند کلیک خرید خود را نهایی کنید.

 آیا وقت آن رسیده است که یک تلسکوپ هوشمند داشته باشید؟ فضا و نجوم علاقه‌مندان زیادی دارد ولی اگر تجربه خرید تلسکوپ را داشته باشید، حتما می‌دانید که راه‌اندازی آن دردسر زیادی دارد و معمولا تصویری با کیفیت پایین از آسمان شب ارائه می‌کند.

بنابراین، به‌ جای اینکه روی نجوم تمرکز کنید، باید نحوه انتخاب، تنظیم و نگهداری تلسکوپ را یاد بگیرید که به‌ راحتی اشتیاق شما را به کشف آسمان شب از بین می‌برد. علاوه‌بر این اگر در شهر زندگی می‌کنید، آلودگی نوری این سرگرمی را خسته‌کننده‌تر می‌کند.

تلسکوپ های هوشمند جدید Vanois و Unistellar خودکار هستند و از طریق یک اپلیکیشن در گوشی هوشمند کنترل می‌شوند. علاوه‌ بر این، آلودگی نوری هیچ تاثیری روی عملکرد آن‌ها ندارد. تلسکوپ‌ هوشمند باورنکردنی است، ولی چرا برخی از آن‌ تنفر دارند؟ برای پیدا کردن پاسخ این سوال تا انتهای مقاله با ما همراه باشید.

نداشتن چشمی

تلسکوپ‌های سنتی فقط به دو چیز نیاز دارند: چشمی برای تماشا و شفاف‌ترین و تاریک‌ترین آسمان ممکن. بنابراین، آینده نجوم مبتدی چگونه در دست نسل جدیدی از تلسکوپ های به‌ اصطلاح هوشمند است که چشمی ندارند و مداوم دید در شب کاربر را مختل می‌کنند؟ تلسکوپ های هوشمند کاملا غیر شهودی هستند، زیرا بیشتر روی تصویر تمرکز دارند تا نور. آن‌ها نور را روی حسگرهای تصویر سونی متمرکز می‌کنند.

چند مدل محبوب عبارتند از Vaonis Stellina پرچمدار، تلسکوپ های شکستی مناسب سفر Vaonis Vespera، Unistellar eVscope 2 و تلسکوپ های بازتابی مقرون‌ به‌ صرفه‌تر Unistellar eVscope eQuinox.

کاری که این تلسکوپ ها می‌کنند انقلابی است. مثلا، GPS گوشی هوشمند متصل به خود را دریافت می‌کنند و سپس از طریق تلسکوپ، ارجاع متقابل موقعیت ستاره‌ها با پایگاه داده آسمان‌نمای داخلی، به‌ صورت خودکار تراز می‌شوند. همچنین، یک سیستم موتوری Go To دارند که با استفاده از آن می‌توانید اهداف موردنظرتان را از فهرست چیزهایی که در موقعیت‌تان قابل‌ مشاهده هستند، انتخاب کنید.

ترفند منحصر به‌ فرد تلسکوپ های هوشمند این است که به‌ جای ارائه تصویر زنده و لحظه‌ای از اجرام آسمانی دوردست از طریق چشمی، از تنظیمات تصویر از ‌پیش ‌تعیین‌شده (برای ISO و نوردهی) و مجموعه‌ای از تصاویر زنده برای وضوح استفاده می‌کنند و تصاویر باکیفیت را به گوشی هوشمند یا تبلت متصل انتقال می‌دهند.

از نظر فنی، تلسکوپ های هوشمند برای عکاسی نجومی هستند و به درد نجوم رصدی نمی‌خورند. اگر تلسکوپ هوشمند داشته باشید، به‌ راحتی می‌توانید از داخل خانه جهت آن را کنترل کنید و تصاویری را که می‌گیرد ببینید. سپس، این تصاویر را می‌توانید از طریق اپلیکیشن‌های مختلف در رسانه‌های اجتماعی به اشتراک بگذارید.

مساله فوتون‌ها

در نجوم، فوتون‌ها همه چیز هستند. وقتی با تلسکوپ آسمان را رصد می‌کنید، همیشه به گذشته نگاه می‌کنید. نور 8 دقیقه طول می‌کشد تا از خورشید به ما برسد. کهکشان آندرومدا نیز ۲.۵ میلیون سال نوری با ما فاصله دارد.

در هر صورت، معجزه برخورد فوتون‌ها به شبکیه چشم جادوی واقعی نجوم مبتدی است. اگر از یک تلسکوپ هوشمند استفاده کنید، در واقع اجرام را در آسمان شب نمی‌بینید. همه چیز نسبتا منفعل است و چیزی که می‌بینید، فقط یک تصویر پردازش‌شده است.

برخی حتی معتقد هستند که آنچه واقعا با تلسکوپ هوشمند می‌بینید، تصاویر دانلودشده از اینترنت هستند که در اصل توسط تلسکوپ فضایی هابل گرفته شده‌اند. این باور کاملا غلط است، زیرا تصاویر ارائه‌شده توسط تلسکوپ های هوشمند به‌ اندازه تصاویر هابل باکیفیت نیستند.

بحث این است که اگر قرار است داخل خانه بشینید و منفعلانه به صفحه گوشی نگاه کنید، انگار به تصاویر موجود در اینترنت نگاه می‌کنید. بر اساس این استدلال، تلسکوپ های هوشمند به درد نجوم نمی‌خورند، ولی لزوما اینطور نیست.

شایعه‌ها

مشکل بیشتر ما این است که زیر آسمان‌ تاریک روستا زندگی نمی‌کنیم، بلکه آسمان شهری‌ آلوده به نور را می‌بینیم. همچنین، بیشتر مردم تمایل یا وقت کافی برای عکاسی نجومی درست ندارند.

در حال حاضر، تلسکوپ های هوشمند وضوح نسبتا پایینی دارند و حدود 7 مگاپیکسل هستند. اگرچه می‌توانید تصاویر تلسکوپ هوشمند را در فرمت‌های خام مثل TIFF ارسال کنید، این کاربرد واقعی تلسکوپ های هوشمند نیست. بدون شک، تمرکز تلسکوپ های هوشمند فعلا روی راحتی است تا کیفیت.

با این‌ حال، مبارزه با آلودگی نوری نقطه قوت آن‌ ها است. آلودگی نوری بسیار شدید است و به‌لطف چراغ‌های LED خیابانی که بدون هیچ قاعده و نظارتی نصب می‌شوند، بدتر می‌شود.

اگر در شهر یک تلسکوپ سنتی را به‌ سمت کهکشان گرداب (M51)، یک کهکشان مارپیچی عظیم در فاصله ۳۱ میلیون سال نوری در نزدیکی صورت فلکی ملاقه/آبگردان بزرگ، بگیرید چیز زیادی نخواهید دید. در واقع، باید خیلی خوش‌شانس باشید که آن را پیدا کنید. این برای بیشتر کهکشان‌ها و همه سحابی‌ها صدق می‌کند، ولی تلسکوپ هوشمند آن‌ها را باورنکردنی جلوه می‌دهد. 

رصد اعماق آسمان با کیفیت خوب حدود ۱۰ دقیقه طول می‌کشد، ولی بعضی از سحابی‌های کم‌نورتر به یک ساعت رصد نیاز دارند. زمان رصد طولانی‌تر ارزش صبر کردن را دارد. زیرا هر چقدر تصاویر بیشتری جمع‌آوری شود، معمولا هر ۱۰ ثانیه یک عکس، جزئیات بیشتری آشکار خواهد شد.

تلسکوپ های هوشمند هنوز تا ایده‌آل شدن فاصله زیادی دارند. در حال حاضر، این دستگاه‌ها فوق‌العاده قیمت بالایی دارند و بنابراین بعید است که به این زودی جای خود را در بازار پیدا کنند. همچنین اخیرا مثل انواع دیگر تلسکوپ‌ها، به‌ دلیل تورم جهانی و مسائل زنجیره تامین گران‌تر شده‌اند.

تلسکوپ های هوشمند که به اجرام کم‌نور حساس هستند، تصویر خوبی از سیاره‌ها و ماه ارائه نمی‌کنند. هنگام استفاده از تلسکوپ هوشمند، باید زمان زیادی را صرف نگاه کردن به گوشی هوشمندتان کنید، بنابراین اگر عاشق رصد ستاره‌ها هستید، چون باعث می‌شود از موبایل‌تان فاصله بگیرید، تلسکوپ هوشمند انتخاب خوبی برای شما نیست.

آیا باید تلسکوپ های هوشمند را خرید؟

اگر می‌خواهید وارد حوزه عکاسی نجومی شوید و بهترین عکس‌های ممکن را بگیرید، باید دانش کافی کسب کنید و روی یک تلسکوپ بزرگ، یک پایه استوایی موتوردار و دوربین‌های کهکشانی مختلف سرمایه‌گذاری کنید. سپس باید زمان زیادی را صرف تراز و فوکوس کنید و تصاویری را که گرفته‌اید پردازش کنید. با این‌ حال، اگر زمان یا تمایلی برای این کارها ندارید، یک تلسکوپ هوشمند تقریبا بدون هیچ زحمتی نتایج تقریبا مشابه فراهم خواهد کرد.

تلسکوپ های هوشمند در حال حاضر بسیار گران هستند. با این‌ حال، با بهبود حسگرها و افزایش وضوح، این دستگاه‌های عکاسی نجومی با کاربرد آسان جای خود را بین ساکنان شهری عجولی که می‌خواهند کیهان را کاوش کنند، باز خواهند کرد. با شدیدتر شدن آلودگی نوری، تلسکوپ های هوشمند حتی بدون چشمی می‌توانند نجات‌دهنده ستاره‌شناسی مبتدی شهری باشند.

نتیجه

تلسکوپ های هوشمند جدید قابلیت های جدیدی را نیز دارند و با همین قابلیت ها می شود موارد شگفت انگیزی را در آسمان رصد کنید از آنها عکس بگیرید. خرید تلسکوپ می تواند شما را با دنیای جدید آشنا کند و بیشتر با آسمان تاریک آشنا شوید. شما می توانید با مراجعه به  سایت موسسه طبیعت آسمان شب با بهترین قیمت و کیفیت خرید تلسکوپ مد نظر خود را انجام دهید.

 منبع: سایت موسسه طبیعت آسمان شب و چرا تلسکوپ های هوشمند آینده عکاسی نجومی هستند؟

 وقتی کودک بودیم، بسیاری از کتاب‌های مشهور نجوم آن زمان توصیه می‌کردند که با دوربین دوچشمی شروع کنیم. من این دوربین‌ها را امتحان کردم ولی خیلی زود به تلسکوپ جذب شدم. در حقیقت، تنها در سال‌های اخیر از دوربین‌های دوچشمی دستی برای مطالعه نجوم استفاده کرده‌ام و از آن لذت برده‌ام.

شکی نیست که زیر یک آسمان پرستاره تاریک، ستاره‌شناسی با یک جفت دوربین دوچشمی دستی ساده یکی از لذت‌بخش‌ترین راه‌ها برای لذت بردن از این علم است، یعنی ساده و بی‌دردسر. اگر به‌جای چشم غیرمسلح از دوربین دوچشمی استفاده کنید، زیبایی کل آسمان را بهتر درک خواهید کرد. سوال این است که کدام دوربین دوچشمی را باید انتخاب کنید؟

پاسخ این سوال تا حدودی دشوار است و در انجمن‌های آنلاین مطالب زیادی درباره آن نوشته شده است. بعضی از آ‌‌ن‌ها توصیه‌های خوبی ارائه می‌کنند و بعضی دیگر کاملا به‌ درد نخور هستند. با ما همراه باشید تا با نکاتی که باید هنگام انتخاب دوربین دوچشمی دستی برای نجوم در نظر بگیرید، آشنا شوید.

دوربین دوچشمی برای نجوم

بیشتر دوربین‌های دوچشمی دستی برای تماشای پرنده‌ها طراحی شده‌اند نه نجوم. یک دوربین دوچشمی پرنده‌نگر خوب معمولا برای مطالعه نجوم نیز خوب است، ولی در بعضی موارد ویژگی‌های ضروری متفاوت هستند. مثلا بسیاری از دوربین‌های دوچشمی پرنده‌نگر، ضدآب هستند ولی این ویژگی برای نجوم ضروری نیست (اگرچه اگر دوربین را به‌ طور تصادفی روی چمن خیس بگذارید، ممکن است ضروری باشد).

یک دوربین دوچشمی پرنده‌نگر خوب نیاز به فوکوس سریع دارد، ولی این ویژگی نیز برای نجوم ضروری نیست. برای استفاده در روز به‌ ندرت عدسي شيئي بزرگ‌تر از ۳۰ تا ۴۰ میلی‌متر نیاز دارید. عدسی بزرگ‌تر صرفا هدر می‌رود، زیرا مردمک چشم منقبض می‌شود و عدسی بزرگ‌تر را می‌پوشاند (تیره می‌کند).

با این‌ حال، هنگام ستاره‌شناسی در تاریکی شب، مردمک چشم بزرگ‌تر می‌شود. بنابراین می‌توانید از نور اضافی جمع‌آوری‌شده توسط عدسی بزرگ‌تر بهره‌مند شوید. اما دوربین دوچشمی برای نجوم چه ویژگی‌هایی باید داشته باشد؟

1. اندازه عدسی

برای شروع، دو ویژگی اصلی دوربین دوچشمی را در نظر می‌گیریم، یعنی اندازه عدسی شیئی و بزرگنمایی. اندازه‌ دوربین‌های دوچشمی معمولا به‌ عنوان بزرگنمایی ضربدر اندازه عدسی شیئی بر حسب میلی‌متر عنوان می‌شود. مثلا ۵۰ × ۱۰ به‌ معنای لنز ۵۰ میلی‌متری با بزرگ‌نمایی ده برابر است. دوربین‌های دوچشمی دستی در اندازه‌های مختلف بین ۲۰ × ۸ و ۶۰ × ۲۰ عرضه می‌شوند.

غیر از نگاه کردن به ماه، هیچ دوربین دوچشمی با عدسی‌ کوچک‌تر از ۳۰ میلی‌متر برای نجوم کاربرد زیادی ندارد و ۴۰ تا ۵۰ میلی‌متر بهتر است. عدسی‌های در محدوده ۵۰ تا ۶۰ میلی‌متر ممکن است دوربین دوچشمی را به‌ قدری سنگین کنند که نگه داشتن طولانی مدت آن سخت شود. با این‌ حال، از نظر فراهم کردن تصاویر روشن‌تر و ستاره‌ها و سحابی‌های کم‌نورتری که می‌توانید ببینید، ارزشش را دارد.

قدرت جمع‌آوری نور تابعی از مساحت عدسی است. بنابراین عدسی ۵۶ میلی‌متری (تقریبا بزرگ‌ترین عدسی که در دوربین‌های دوچشمی دستی وجود دارد)، دو برابر بیشتر از عدسی ۴۰ میلی‌متری نور را جمع‌آوری می‌کند.

2. قدرت

از نظر بزرگنمایی، ×۷ قدرت توصیه‌شده برای نجوم بود و یک دوربین دوچشمی خوب با این بزرگنمایی تصویر گسترده و ثابتی را فراهم می‌کند. در آسمان‌ مدرن آلوده به نور امروزی، بزرگنمایی ×۷ و حتی ×۸ کافی نیست و روشنایی آسمان ناشی از نورهای شهری را برجسته‌تر می‌کند، مگر اینکه در جای بسیار تاریکی زندگی کنید.

این توان پایین همچنین یافتن اجرام کوچک‌تر در اعماق آسمان مثل سحابی‌ها و خوشه‌های کروی را که به‌ راحتی با بزرگنمایی ۱۲ برابر پیدا می‌شوند، دشوار می‌کند. بزرگنمایی ۱۰ برابر و بالاتر تصویر بسیار دقیق‌تری از ماه را ارائه می‌کنند.

بزرگنمایی ۱۲ برابر حداکثر قدرتی است که بیشتر افراد می‌توانند بدون لرزش‌هایی که باعث تار شدن تصویر می‌شوند، به‌ راحتی استفاده کنند. اگر دست قوی و ثابتی دارید یا می‌توانید به دیوار یا ماشین تکیه دهید، شاید بتوانید بدون مشکل از دوربین با بزرگنمایی ۱۵ برابر استفاده کنید. هر دستگاهی با بزرگنمایی بالاتر از ۱۵ برابر نیاز به نوعی نصب دارد.

به‌ طور خلاصه، ۵۰ × ۱۰ گزینه ایده‌آل برای افراد مبتدی است. با گذشت زمان ممکن است متوجه شوید که تلاش بیشتر برای استفاده از ۵۰ × ۱۲ یا ۵۶ × ۱۵، برای دیدن تصاویر واضح‌تر ارزشش را دارد.

3. مردمک خروجی

اندازه مردمک خروجی یک دوربین دوچشمی، تصویر گرد کوچک و روشن از شیئی که در چشمی می‌بینید، صرفا اندازه عدسی تقسیم بر قدرت است.

بنابراین، در یک دوربین ۵۰ × ۷ (اندازه‌ای که در بیشتر کتاب‌های قدیمی توصیه شده است)، قطر مردمک خروجی حدود ۷ میلی‌متر است. این یک مشکل است، زیرا فقط مردمک افراد جوان می‌تواند به این اندازه باز شود. مردمک افراد مسن معمولا بین ۵ تا ۶ میلی‌متر باز می‌شود. بنابراین، اگر بالای چهل سال هستید و دوربین ۵۰ × ۷ را بخرید، عملا دیافراگم را هدر می‌دهید. تصویر دوربین دوچشمی ۴۰ × ۷ به‌ همان اندازه روشن به‌نظر می‌رسد.

4. میدان دید

میدان دید بزرگ‌تر قطعا بهتر است (۶۰ درجه یا بیشتر)، ولی از میدان‌ دید بسیار گسترده اجتناب کنید. زیرا اغلب اعوجاج زیادی در لبه‌ها مشاهده خواهید کرد. بعضی از دوربین‌های دوچشمی پرنده‌نگر کمی انحنای میدان دید دارند تا حرکت پانورامایی راحت‌تر شود. این ویژگی برای نجوم ایده‌آل نیست، زیرا میدان دید صاف تماشای اجرام دورتر را مثل میدان‌های ستاره‌ای رضایت‌بخش‌تر می‌کند.

میدان دید باریک صاف روشن برای نجوم بهتر از میدان دید منحنی گسترده و کم‌نور است. با این‌ حال، در نظر داشته باشید که بزرگنمایی زیاد و میدان دید خیلی کوچک ممکن است تصویر بسیار کوچکی از آسمان را نشان دهد و پیدا کردن اجرام را سخت کند.

در مجموع، میدان دید متوسط حدود ۶ درجه در یک دوربین دوچشمی با بزرگنمایی ۱۰ برابر، برای نجوم بهترین گزینه است. بعضی از مدل‌های ویژه، مثل EL سواروسکی ۵۰ × ۱۲ میدان دید بزرگ‌تری دارند ولی همچنان نمای گسترده و اصلاح‌شده‌ای از کل میدان فراهم می‌کنند.

5. فاصله راحتی چشم

تسکین چشم میزان فاصله پشت عدسی چشمی است که تصویر در آن شکل می‌گیرد. تسکین چشم کوتاه به این معنی است که باید چشم‌تان را به عدسی چشمی بچسبانید. این نقطه ضعف بسیاری از دوربین‌های دوچشمی قدیمی با چشمی ساده (نوع کلنر) است. اگر از عینک استفاده می‌کنید، باید دوربینی با فاصله راحتی چشم مناسب انتخاب کنید. برای افراد عینکی، فاصله راحتی چشم ۱۴ میلی‌متری حداقل و ۱۶ میلی‌متری بهتر است.

توصیه می‌کنیم قبل از خرید دوربین دوچشمی آن را امتحان کنید، به‌ ویژه در رابطه با فاصله راحتی چشم، اندازه یک میلی‌متر ظاهرا بین تولیدکنندگان مختلف بسیار متفاوت است! دوربین‌های دوچشمی با فاصله راحتی چشم زیاد به کاپ چشمی نیاز دارند تا افراد عینکی (کاپ بسته‌شده) و غیرعینکی (کاپ بازشده) بتوانند به‌ راحتی از آن‌ها استفاده کنند. استفاده از کاپ‌های چشمی قابل‌تنظیم با دکمه بسیار ساده‌تر از نوع قدیمی تاشو لاستیکی است.

6. کیفیت تصویر

کیفیت تصویر خوب بسیار مهم است. یک آزمایش آسان برای سنجش کیفیت کلی مشابه تلسکوپ‌ها، فوکوس است. بهترین فوکوس باید به‌ راحتی قابل‌دستیابی، واضح و مشخص باشد. اگر مدام برای فوکوس کردن مشکل دارید، بهتر است یک دوربین دیگر بخرید.

دوربین‌های دوچشمی مدرن باید پوشش چندلایه داشته باشند. لایه‌های بیشتر باعث می‌شود نور بسیار بیشتری به چشم منتقل شود و این تفاوت زیادی برای نجوم ایجاد می‌کند.

یک نور روشن را روی عدسی منعکس کنید. انعکاس باید بنفش یا سبز کم‌رنگ به‌ نظر برسد و بهترین پوشش‌ها باعث می‌شوند لنزها تقریبا ناپدید شوند. حالا داخل لوله‌ها را نگاه کنید. بهترین دوربین‌ها شیارهای تیغه‌ای یا رنگ مشکی بسیار مات دارند تا بازتاب‌های ناخواسته را حذف کنند.

دوربین دوچشمی را به سمت یک منبع نور قوی مثل چراغ خیابان یا ماه بگیرید تا بازتاب‌های داخلی را که آزاردهنده هستند و کنتراست را کاهش می‌دهند، بررسی کنید. اگر تصویر رنگ‌پریده شد یا بازتاب‌های قوی (ارواح) ظاهر شدند، دوربین دیگری را تست کنید.

تست «مشتری» هم به انتخاب دوربین مناسب کمک می‌کند. روی یک سیاره روشن فوکوس کنید. در این حالت باید یک دیسک کوچک کاملا مشخص با پراکندگی یا پخش نور کم ببینید. هر چیز دیگر به این معنی است که دوربین دوچشمی بی‌کیفیت است. بسیاری از دوربین‌های دوچشمی که در طول روز خوب به‌ نظر می‌رسند، در این آزمایش مردود می‌شوند.

اعوجاج رنگی (CA، کج‌نمایی رنگ پیرامون اجسام روشن)‌ به این دلیل رخ می‌دهد که لنزها همه رنگ‌ها را به یک فوکوس نمی‌رسانند. در طول روز می‌توانید با فوکوس کردن روی چیزی با کنتراست بالا (مثل شاخه‌های درخت با پس‌زمینه آسمان روشن) این موضوع را بررسی کنید و دنبال حاشیه‌های بنفش یا سبز بگردید.

بیشتر دوربین‌های دوچشمی CA متوسطی دارند و این مشکل بزرگی برای نجوم نیست. اعوجاج رنگی وقتی مشکل‌زا است که شدید باشد یا دوست داشته باشید به ماه نگاه کنید ولی ام رنگ‌های کاذب بسیار روشن خوشایند نباشند. در نهایت از دوربین‌های دوچشمی زوم اجتناب کنید، زیرا معمولا از نظر کیفیت تصویر ضعیف هستند (به‌استثنای دوربین‌های دوچشمیDuovid لایکا).

دوربین کج بین و راست بین

دوربین‌های دوچشمی‌ها ساختار و طرح‌های مختلفی دارند، ولی در کل به دو نوع اصلی کج بین و راست بین تقسیم می‌شوند. (همه دوربین‌های دوچشمی به‌ غیر از عینک‌های ساده برای تماشای اپرا منشورهایی دارند که تصویر را به سمت بالا می‌چرخانند). دوربین‌های دوچشمی راست بین با لوله‌های صاف مدرن‌تر هستند. در مقابل، دوربین‌های کج بین با داشتن شانه نوع سنتی هستند.

مزیت دوربین‌های دوچشمی راست بین این است که معمولا کوچک‌تر هستند و نگه داشتن آن‌ها در دست راحت است. علاوه‌ بر این، فوکوس داخلی دارند و در نتیجه راحت‌تر می‌توان آن‌ها را ضدآب کرد.

قبل از اینکه یک دوربین دوچشمی راست بین بخرید، این نکته را در نظر داشته باشید که برای کیفیت تصویر موردنظرتان، باید دو برابر دوربین‌های کج بین هزینه کنید و هیچ دوربین دوچشمی راست بین ارزان‌قیمتی خوب نخواهد بود. بنابراین، برای نجوم نیازی به دوربین‌های دوچشمی راست بین ندارید!

منظور این نیست که یک دوربین دوچشمی راست بین با کیفیت مثل زایس، لایکا، نیکون، سواروفسکی و غیره برای نجوم خوب نیست، بلکه دوربین‌های کج بین باکیفیت به همین اندازه خوب و ارزان‌تر هستند. مشکل این است که در حال حاضر تعداد بسیار کمی از دوربین‌های دوچشمی کج بین با کیفیت بالا ساخته می‌شوند.

کدام برند و مدل را انتخاب کنیم: ارزان و ساده یا با کیفیت بالا؟

اولین چیزی که باید درک کنید این است که تقریبا هیچ برندی دوربین دوچشمی دستی با کیفیت بالا مخصوص ستاره‌شناسان نمی‌سازد. دوربین‌های دوچشمی کوچک‌تر برای تماشای طبیعت و پرنده‌‌ها طراحی شده‌اند و دوربین‌های بزرگ‌تر تقریبا منحصرا برای شکار هستند.

هرچقدر برای دوربین‌ دوچشمی هزینه کنید، همان‌قدر کیفیت دریافت می‌کنید. دوربین‌های راست بین قدرتمند (بزرگنمایی بیش از ۱۰ برابر) تولیدکنندگان برتر (زایس، نیکون، لایکا، سواروفسکی) برای نجوم معمولی عالی هستند، ولی قیمت بالایی دارند.

با این‌ حال، با این دوربین‌ها تقریبا همه چیز را به‌ دست خواهید آورد. یعنی وزن سبک، تصاویر درخشان و واضح با میدان دید نسبتا وسیع، کاملا ضدآب و فاصله راحتی چشم زیاد همراه با کاپ‌های چشمی با سیستم چرخش و تثبیت برای استفاده آسان با عینک.

در واقع، اگر به دوربین‌های دوچشمی ارزان‌تر عادت کرده‌اید ولی خیلی به آن‌ها علاقه ندارید، تصاویر معرکه این مدل‌ها واقعا شگفت‌زده‌تان خواهد کرد! اگر نمی‌توانید بیشتر از هزار پوند برای خرید یک جفت دوربین دوچشمی هزینه کنید و به ساختار بادوام و ضدآب مدل‌های خاص راست بین نیاز ندارید، یک دوربین دوچشمی کج بین خوب بخرید.

در تئوری و عمل، حتی بهترین راست بین‌ها شفافیت و انتقال نور بهترین کج بین‌ها را ندارند (مدل‌های منشور abbe زایس استثنا هستند). بنابراین، لازم نیست از نظر کیفیت تصویر ضرر کنید. مشکل این است که دوربین‌های دوچشمی کج بین خیلی خوب زیادی وجود ندارد، زیرا بیشتر شکارچی‌ها و پرنده‌شناسان علاقه‌مند به ساختار ضدآب و طراحی باریک دوربین‌های راست بین هستند.

احتمالا بهترین دوربین‌های دوچشمی کج بین کوچک، سری Superior E نیکون هستند که از نظر تصویری و مکانیکی عالی‌اند، ولی ضد آب نیستند. این دوربین‌ها در اندازه‌های ۳۲ × ۸، ۴۲ × ۱۰ و ۵۰ × ۱۲ عرضه می‌شوند. اندازه‌های بزرگ‌تر برای کاربرد نجومی مناسب هستند.

از طرف دیگر، 10x50 FMT-SX و FMTR-SX فوجینون (R به معنی روکش پلاستیکی است و غیر از آن هیچ تفاوتی بین این دو مدل وجود ندارد) کیفیت عالی دارند و ضدآب هستند، ولی در مقایسه با دوربین‌های نیکون وزن بیشتری دارند.

دوربین دوچشمی تثبیت‌کننده تصویر (IS)

بزرگ‌ترین محدودیت دوربین‌های دوچشمی دستی تکان‌های بدن است،‌ حتی اگر آن‌ها را محکم نگه دارید. دوربین‌های دوچشمی تثبیت‌کننده تصویر (I.S.) اواسط دهه ۹۰ وارد بازار شدند. این دوربین‌ها مدل‌های مختلفی دارند، مثلا مدل‌های غیرفعال شامل منشورهای معلق و بدون نیاز به باتری (زایس ۶۰ × ۲۰)، مدل‌های ژیروسکوپی تثبیت‌شده (فوجینون) و مدل‌هایی که از رایانه برای کنترل منشورهای ویژه‌ای استفاده می‌کنند (کانن) که مسیر نور را در هر میلی‌ثانیه تنظیم می‌کنند. محبوب‌ترین برند در حال حاضر کانن است.

کانن ۳۰ × ۱۰ واقعا برای نجوم خوب است. کافی است دکمه بالای دوربین را فشار دهید تا چند ثانیه بعد تصویر ثابت شود و وضوح به‌ طور چشمگیری بهبود پیدا کند. استفاده از این مدل واقعا به‌ همین سادگی است. حتی مدل ۳۰ × ۱۰ جزئیات بیشتری را نسبت به دوربین‌های دوچشمی تثبیت‌نشده نشان می‌دهد، ولی نور آن در مقایسه با مدل ۴۲ × ۱۰ کمتر است.

با این‌ حال، مدل ۵۰ × ۱۸ هنگام استفاده چند نقص عجیب دارد. مثلا فوکوس لحظه به لحظه به‌ صورت جزئی تغییر می‌کند، اگر چه سطح جزئیات ارائه‌ شده توسط این مدل شگفت‌انگیز است.

ده نکته مهم برای انتخاب دوربین دوچشمی برای نجوم

• قدرت: ۱۲-۱۰ (۱۸-۱۵ با پشتیبانی یا S.)
• دیافراگم ۴۰ تا ۶۰ میلی‌متر
• وزن: کمتر از هزار گرم بهترین حالت است، مگر اینکه زور زیادی داشته باشید. ۱۵۰۰ گرم را حداکثر مطلق در نظر بگیرید.
• فاصله راحتی چشم: حداقل ۱۴ میلی‌متر برای افراد عینکی ولی ۱۶ میلی‌متر بهتر است.
• کاپ چشمی با سیستم توقف با کلیک راحت‌تر از نوع تاشو است.
• همیشه دنبال پوشش چندلایه کامل باشید،‌ زیرا تصویر بسیار روشن‌تری را ارائه می‌دهند. از دوربین‌های دوچشمی ساخته‌شده قبل از اواسط دهه هشتاد اجتناب کنید، زیرا پوشش تک‌لایه دارند.
• مطمئن شوید دوربین راست بینی که می‌خرید phase coatings داشته باشد. دوربین‌های کج بین نیازی به آن‌ ندارند.
• دوربین‌های دوچشمی راست بین با کیفیت مشابه همیشه گران‌تر از دوربین‌های کج بین هستند. بنابراین، مدل ارزان نخرید. اگر بودجه محدود دارید، دوربین کج بین بخرید.
• زوم نخرید (دوربین‌های دوچشمی لایکا با قدرت دوبرابر استثنا هستند).
• قبل از خرید حتما دوربین را امتحان کنید، زیرا راحتی در دست گرفتن و فاصله راحتی چشم مناسب برای هر فردی متفاوت است.

در نهایت، یکی از بهترین دوربین‌های دوچشمی برای نجوم نیکون SE 12 × 50 است. اگرچه تولید این مدل متوقف شده است، شاید بتوانید آن را پیدا کنید.

نتیجه

در این مقاله اطلاعاتی در مورد دوربین های دوچشمی که مناسب مطالعه نجوم هستند را در اختیار شما قرار دادیم. حتی بهترین دوربین دوچشمی مناسب نجوم را به شما معرفی کردیم و اگر شما قصد خرید دوربین دوچشمی و خرید تلسکوپ دارید می توانید به سایت موسسه طبیعت آسمان شب مراجعه کنید. خرید تلسکوپ و خرید دوربین دوچشمی با بهترین قیمت و بهترین کیفیت را در سایت ما تجربه کنید.

 منبع: سایت موسسه طبیعت آسمان شب و انتخاب دوربین دوچشمی برای نجوم

 سرعت حرکت نور در خلاء دقیقا ۲۹۹۷۹۲۴۵۸ متر (۹۸۳۵۷۱۰۵۶ فوت) در ثانیه، تقریبا معادل ۱۸۶۲۸۲ مایل در ثانیه است. سرعت حرکت نور یک ثابت جهانی است که در معادله‌ها به‌ عنوان c یا سرعت نور شناخته می‌شود. بر اساس نظریه نسبیت خاص آلبرت انیشتین که بیشتر فیزیک نوین بر مبنای آن است، هیچ چیز در جهان نمی‌تواند سریع‌تر از نور حرکت کند. بر اساس این نظریه، با نزدیک شدن ماده به سرعت نور، جرم آن بی‌نهایت می‌شود. بنابراین، سرعت نور به‌عنوان محدودیت سرعت در کل جهان شناخته می‌شود.

طبق گزارش موسسه ملی استاندارد و فناوری ایالات متحده، سرعت نور به‌ قدری تغییرناپذیر است که از آن برای تعریف اندازه‌گیری‌های استاندارد بین‌المللی مانند متر (و همچنین مایل، فوت و اینچ) استفاده می‌کنند. این ثابت از طریق معادله‌های خاص به تعریف کیلوگرم و واحد دما کلوین نیز کمک می‌کند.

با وجود شهرت سرعت نور به‌ عنوان یک ثابت جهانی، دانشمندان و نویسندگان داستان‌های علمی تخیلی همچنان به سفر با سرعت بالاتر از نور فکر می‌کنند. تا کنون هیچ کس نتوانسته است به سرعت مافوق نور دست پیدا کند ولی این موضوع مانع حرکت جمعی به سمت داستان‌های جدید، اختراع‌های جدید و قلمروهای جدید فیزیک نشده است.

سال نوری چیست؟

سال نوری مسافتی است که نور می‌تواند در یک سال طی کند که معادل تقریبا ۶ تریلیون مایل (۱۰ تریلیون کیلومتر) است. سال نوری یکی از روش‌های مورداستفاده اخترشناسان و فیزیکدانان برای اندازه‌گیری فواصل بسیار زیاد در سراسر جهان است.

نور ماه در حدود یک ثانیه به چشم ما می‌رسد، یعنی ماه یک ثانیه نوری با ما فاصله دارد. نور خورشید حدود ۸ دقیقه طول می‌کشد تا به چشم ما برسد، بنابراین فاصله خورشید از ما ۸ دقیقه نوری است. نور آلفا قنطورس که نزدیک‌ترین منظومه ستاره‌ای به منظومه ستاره‌ای ماست، تقریبا ۴.۳ سال طول می‌کشد تا به ما برسد. بنابراین، آلفا قنطورس ۴.۳ سال نوری از ما فاصله دارد.

مرکز تحقیقات گلن ناسا در وب‌سایت خود می‌گوید: «برای درک اندازه یک سال نوری، محیط زمین (۲۴۹۰۰ مایل) را در نظر بگیرید، آن را در یک خط مستقیم قرار دهید، طول این خط را در ۷.۵ ضرب کنید (فاصله مربوطه یک ثانیه نوری است) و سپس ۳۱.۶ میلیون خط مشابه آن را پشت سر هم قرار دهید. فاصله حاصل تقریبا ۶ تریلیون (۶ با ۱۲ صفر) مایل است!»

ستاره‌ها و سایر اجرام فراتر از منظومه شمسی در فاصله از چند سال نوری تا چند میلیارد سال نوری قرار دارند. هر چیزی که ستاره‌شناسان در جهان دور می‌بینند، به‌ معنای واقعی کلمه تاریخ است. به‌ عبارت دیگر وقتی ستاره‌شناسان اجرام دوردست را مطالعه می‌کنند، نوری را می‌بینند که این اجرام را همان‌طور که در زمان خروج نور از آن‌ها بوده‌اند، نشان می‌دهد.

این اصل اخترشناسان را قادر کرده است تا جهان را همان‌ طور که ۱۳.۸ میلیارد سال پیش بعد از بیگ بنگ به‌ نظر می‌رسید، ببینند. اجرامی که ۱۰ میلیارد سال نوری از ما فاصله دارند، همان شکلی دیده می‌شوند که ۱۰ میلیارد سال پیش، نسبتا کمی پس از آغاز جهان به‌ نظر می‌رسیدند. به‌ عبارت دیگر ظاهری را که امروز دارند، نمی‌بینیم.

چه چیزی سریع‌تر از سرعت نور است؟

هیچ چیزی سریع‌تر از نور نیست. نور یک محدودیت سرعت جهانی است و طبق نظریه نسبیت انیشتین، سریع‌ترین سرعت در جهان را دارد یعنی ۳۰۰ هزار کیلومتر در ثانیه (۱۸۶ هزار مایل در ثانیه).

آیا سرعت نور ثابت است؟

سرعت نور یک ثابت جهانی در خلاء، مانند خلاء فضا، است. با این‌ حال، نور وقتی از یک محیط جذب‌کننده مانند آب (۲۲۵۰۰۰ کیلومتر در ثانیه یا ۱۴۰۰۰ مایل در ثانیه) یا شیشه (۲۰۰ هزار کیلومتر در ثانیه یا ۱۲۴ هزار مایل در ثانیه) عبور می‌کند، ممکن است کمی کند شود.

چه کسی سرعت نور را کشف کرد؟

رومر در سال ۱۶۷۶ یکی از اولین اندازه‌گیری‌های سرعت نور را از طریق رصد قمرهای مشتری انجام داد. سرعت نور برای اولین بار در سال ۱۸۷۹ توسط آزمایش مایکلسون-مورلی با دقت بالا اندازه‌گیری شد.

چگونه سرعت نور را می‌دانیم؟

رومر با مشاهده خسوف‌های آیو، قمر مشتری، توانست سرعت نور را اندازه‌گیری کند. رومر متوجه شد وقتی مشتری به زمین نزدیک‌تر است، خسوف‌های آیو کمی زودتر از زمانی که مشتری دورتر است اتفاق می‌افتد. رومر معتقد بود دلیل آن این است که وقتی مشتری از زمین دورتر است، مدت بیشتری طول می‌کشد تا نور این مسافت را طی کند.

سرعت نور چطور اندازه‌گیری شد؟

در اوایل قرن پنجم، فیلسوفان یونانی مانند امپدوکلس و ارسطو، درباره ماهیت سرعت نور اختلاف نظر داشتند. امپدوکلس معتقد بود نور از هر چیزی که ساخته شده است، باید حرکت کند و بنابراین باید سرعت حرکت داشته باشد.

ارسطو در رساله خود با عنوان «درباره حواس و محسوس» دیدگاه امپدوکلس را رد و استدلال کرد که نور، برخلاف صدا و بو، آنی است. ارسطو اشتباه می‌کرد ولی صدها سال طول کشید تا کسی آن را ثابت کند. در اواسط دهه ۱۶۰۰، ستاره‌شناس ایتالیایی گالیله یک آزمایش انجام داد. دو نفر با فانوس‌های پوشش‌دار روی تپه‌هایی با فاصله کمتر از یک مایل ایستادند.

یکی از آن‌ها پوشش فانوسش را برداشت. وقتی طرف مقابل نور را دید، او هم پوشش فانوسش را برداشت. فاصله آزمایشی گالیله برای ثبت سرعت نور کافی نبود و فقط توانست نتیجه بگیرد که نور حداقل ۱۰ برابر سریع‌تر از صوت حرکت می‌کند.

در دهه ۱۶۷۰، «اوله رومر»، ستاره‌شناس دانمارکی، تلاش کرد تا یک جدول زمانی قابل‌ اعتماد برای ملوانان ایجاد کند. به‌گفته ناسا، رومر به‌ طور تصادفی بهترین تخمین جدید سرعت نور را به‌دست آورد.

رومر برای ایجاد یک ساعت نجومی، زمان دقیق خسوف آیو، یعنی قمر مشتری را ثبت کرد. با گذشت زمان، رومر مشاهده کرد که زمان خسوف‌های آیو معمولا با محاسبه‌های او منطبق نیست. او متوجه شد که خسوف‌ها وقتی مشتری و زمین از یکدیگر دور می‌شوند، بیشترین تاخیر را دارند و وقتی زمین و مشتری به هم نزدیک می‌شوند، زودتر از موعد ظاهر می‌شوند. همچنین وقتی زمین و مشتری در نزدیک‌ترین یا دورترین نقطه از هم قرار دارند، خسوف طبق زمان‌بندی رخ می‌دهد.

این مشاهده آنچه را که امروزه به‌ عنوان اثر دوپلر می‌شناسیم، نشان داد. اثر دوپلر تغییر در فرکانس نور یا صدای ساطع‌شده از یک جسم متحرک است که در دنیای نجوم به‌ عنوان به‌ اصطلاح انتقال به سرخ ظاهر می‌شود. رومر به‌ صورت شهودی تشخیص داد که نور یک زمان قابل‌اندازه‌گیری طول می‌کشد تا از آیو به زمین برسد. رومر از مشاهده‌های خود برای تخمین سرعت نور استفاده کرد.

او در مقاله‌ای در سال ۱۹۹۸ در مجله آمریکایی فیزیک استدلال کرد از آن‌جایی‌ که اندازه منظومه شمسی و مدار زمین هنوز به‌ طور دقیق شناخته نشده، محاسبه‌های او ممکن است تا حدودی اشتباه باشند. با این‌ حال، دانشمندان چند رقم مشخص داشتند. رومر سرعت نور را حدود ۱۲۴۰۰۰ مایل در ثانیه (۲۰۰ هزار کیلومتر بر ثانیه) محاسبه کرد.

در سال ۱۷۲۸، فیزیکدان انگلیسی به اسم «جیمز بردلی»، مجموعه جدیدی از محاسبه‌ها را بر اساس تغییر موقعیت ظاهری ستاره‌ها ناشی از گردش زمین دور خورشید انجام داد. او سرعت نور را ۱۸۵۰۰۰ مایل در ثانیه (۳۰۱ هزار کیلومتر بر ثانیه) تخمین زد که طبق گزارش انجمن فیزیک آمریکا حدود ۱درصد با مقدار واقعی متفاوت است.

در اواسط دهه ۱۸۰۰، سرعت نور دوباره مورد توجه قرار گرفت. «ایپولیت لویی فیزو»، فیزیکدان فرانسوی، پرتویی از نور را روی یک چرخ دندانه‌دار که با سرعت می‌چرخید تنظیم کرد و آینه‌ای در فاصله ۵ مایلی (۸ کیلومتری) آن قرار داد تا نور را به منبع خود بازتاب دهد. تغییر سرعت چرخ به فیزو اجازه داد تا محاسبه کند چقدر طول می‌کشد تا نور از سوراخ به آینه برسد و دوباره برگردد.

یک فیزیکدان فرانسوی دیگر به اسم «لئون فوکو»، از آینه چرخان به‌ جای چرخ برای انجام آزمایش مشابه استفاده کرد. این دو روش مستقل سرعت نور را با اختلاف حدود ۱۰۰۰ مایل در ثانیه (۱۶۰۹ کیلومتر بر ثانیه) از سرعت واقعی نور تخمین زدند.

به گفته دانشگاه ویرجینیا، دانشمند دیگری که به معمای سرعت نور پرداخت، «آلبرت آ. مایکلسون» لهستانی بود که در کالیفرنیا بزرگ شد و با حضور در آکادمی نیروی دریایی ایالات متحده، علاقه بیشتری به فیزیک پیدا کرد.

مایکلسون در سال ۱۸۷۹ تلاش کرد تا روش فوکو را برای تعیین سرعت نور تکرار کند، ولی فاصله بین آینه‌ها را افزایش داد و از آینه‌ها و عدسی‌های بسیار با کیفیت استفاده کرد. سرعتی که او تخمین زد ۱۸۶۳۳۵ مایل در ثانیه (۲۹۹۹۱۰ کیلومتر بر ثانیه) بود که تا ۴۰ سال به‌ عنوان دقیق‌ترین اندازه‌گیری سرعت نور موردقبول بود.

مایکلسون تصمیم گرفت دوباره سرعت نور را اندازه‌گیری کند. او در دور دوم آزمایش‌های خود، چراغ‌هایی را بین دو قله کوه با فواصل دقیق اندازه‌گیری‌شده روشن کرد تا تخمین دقیق‌تری به‌دست آورد.

سپس در سومین تلاش خود درست قبل از مرگش در سال ۱۹۳۱، یک لوله کم‌فشار فولادی موجدار به طول یک مایل ساخت. این لوله خلاء را شبیه‌سازی می‌کرد که می‌توانست تاثیر هوا بر سرعت نور را برای اندازه‌گیری دقیق‌تر حذف کند. سرعت به‌ دست‌آمده نهایی فقط کمی کمتر از مقدار پذیرفته‌شده سرعت نور امروزی بود.

«اتان سیگال»، اخترفیزیکدان، در وبلاگ علمی فوربس اشاره کرد که مایکلسون ماهیت خود نور را نیز مطالعه کرد. برترین دانشمندان فیزیک در زمان آزمایش‌های مایکلسون به دو گروه تقسیم شده بودند: آیا نور یک موج است یا ذره؟

مایکلسون همراه با همکارش «ادوارد مورلی» با این فرض کار می‌کردند که نور درست مانند صدا، به‌ صورت موجی حرکت می‌کند. مایکلسون و مورلی و سایر فیزیکدانان آن زمان استدلال کردند همان‌طور که صوت برای حرکت به ذره‌ها نیاز دارد، نور هم باید نوعی وسیله برای حرکت داشته باشد. این ماده نامرئی و غیرقابل کشف «اتر درخشنده» (یا اتر) نام دارد.

اگرچه مایکلسون و مورلی یک تداخل‌سنج پیچیده ساختند (نسخه‌ای بسیار ابتدایی از ابزاری که امروزه در رصدخانه‌ی تداخل‌سنج لیزری امواج گرانشی لایگو استفاده می‌شود)، نتوانستند مدرکی دال بر اتر درخشنده پیدا کند. بنابراین، نتیجه گرفتند که نور می‌تواند از خلاء عبور کند و می‌کند.

سیگال نوشت: «این آزمایش و مجموعه کارهای مایکلسون به‌ قدری انقلابی بود که باعث شد تنها فردی در تاریخ باشد که جایزه نوبل را به ‌دلیل کشف نکردن چیزی دریافت کرد. این آزمایش ممکن است یک شکست کامل بوده باشد، ولی آنچه ما از آن آموختیم برای بشریت و درک جهان هستی بیشتر از هر موفقیتی بود!»

نسبیت خاص و سرعت نور

نظریه نسبیت خاص اینشتین انرژی، ماده و سرعت نور را در معادله معروف E = mc^2 یکپارچه کرد. این معادله رابطه بین جرم و انرژی را به این شکل توصیف می‌کند که مقادیر کوچک جرم (m) حاوی مقدار زیادی انرژی (E) است یا از آن تشکیل شده‌ است.

 این چیزی است که بمب‌های هسته‌ای را بسیار قدرتمند می‌کند، چون آ‌ن‌ها جرم را به انفجارهای انرژی تبدیل می‌کنند. از آن‌ جایی ‌که انرژی برابر است با جرم ضرب در مربع سرعت نور، سرعت نور به‌ عنوان یک عامل تبدیل عمل می‌کند و دقیقا توضیح می‌دهد که چقدر انرژی باید درون ماده باشد. همچنین از آن‌جایی ‌که سرعت نور بسیار زیاد است، حتی مقدار کمی جرم باید معادل مقدار زیادی انرژی باشد.

این معادله برای توصیف دقیق جهان مستلزم این است که سرعت نور یک ثابت تغییرناپذیر باشد. انیشتین اعلام کرد که نور در خلاء حرکت می‌کند و نه در اتر درخشنده و سرعت آن ارتباطی با سرعت ناظر ندارد.

فرض کنید کسانی که در یک قطار نشسته‌اند اگر به قطاری که در امتداد یک مسیر موازی حرکت می‌کند نگاه کنند، حرکت نسبی آن را نسبت به خود صفر می‌بینند. اما ناظرانی که تقریبا با سرعت نور حرکت می‌کنند، همچنان نور را با سرعت بیش از ۶۷۰ میلیون مایل در ساعت در حال دور شدن می‌بینند. به این دلیل که حرکت بسیار سریع یکی از تنها روش‌های تاییدشده سفر در زمان است. زمان در واقع برای این ناظرانی کاهش می‌یابد و آن‌ها آهسته‌تر پیر می‌شوند و لحظه‌های کمتری را نسبت به ناظرانی که آهسته حرکت می‌کنند، درک می‌کنند.

به‌ عبارت دیگر، انیشتین پیشنهاد کرد که سرعت نور با زمان یا مکانی که آن را اندازه می‌گیرید یا سرعت حرکت شما تغییر نمی‌کند. بنابراین، اجسام دارای جرم هرگز نمی‌توانند به سرعت نور برسند. اگر جسمی به سرعت نور برسد، جرم آن بی‌نهایت می‌شود و در نتیجه انرژی مورد نیاز برای حرکت جسم نیز بی‌نهایت می‌شود که غیرممکن است.

این یعنی اگر درک خود از فیزیک را بر اساس نسبیت خاص قرار دهیم (مثل بیشتر فیزیکدانان مدرن)، سرعت نور حد سرعت غیرقابل تغییر جهان ما است، یعنی سریع‌ترین سرعتی که هر چیزی می‌تواند طبق آن حرکت کند.

چه چیزی سریع‌تر از نور حرکت می‌کند؟

اگرچه سرعت نور به‌ عنوان محدودیت سرعت کیهان در نظر گرفته می‌شود، سرعت انبساط جهان بیشتر است. «پل ساتر»، اخترفیزیکدان، در مقاله‌ای برای Space.com نوشت که جهان به‌ ازای هر مگاپارسک فاصله از ناظر، کمی بیش از ۴۲ مایل (۶۸ کیلومتر) در ثانیه منبسط می‌شود (یک مگاپارسک ۳.۲۶ میلیون سال نوری است).

به‌ عبارت دیگر، به‌ نظر می‌رسد کهکشانی در فاصله ۱ مگاپارسکی با سرعت ۴۲ مایل در ثانیه (۶۸ کیلومتر بر ثانیه) از کهکشان راه شیری دور می‌شود، در حالیکه کهکشانی در فاصله دو مگاپارسکی با سرعتی نزدیک به ۸۶ مایل در ثانیه (۱۳۶ کیلومتر بر ثانیه) عقب‌نشینی می‌کند.

ساتر توضیح می‌دهد: «بالاخره در فاصله‌ای غیرقابل‌تصور، سرعت از سرعت نور فراتر می‌رود که ناشی از انبساط طبیعی و منظم فضا است. به‌ نظر غیر واقعی می‌رسد، اینطور نیست؟» به‌ گفته ساتر، نسبیت خاص یک محدودیت سرعت مطلق در جهان ارائه می‌دهد ولی نظریه انیشتین در سال ۱۹۱۵ درباره نسبیت عام امکان رفتارهای متفاوت را زمانی که فیزیک مورد بررسی دیگر محلی نباشد، فراهم می‌کند.

«یک کهکشان در سمت دور جهان؟ این حوزه نسبیت عام است که می‌گوید: چه کسی اهمیت می‌دهد! آن کهکشان می‌تواند هر سرعتی را که بخواهد داشته باشد، تا زمانی که خیلی دور بماند و نه نزدیک. نسبیت خاص به سرعت ابر نوری یا اجرام دیگر یک کهکشان دور اهمیتی نمی‌دهد و شما هم نباید به آن اهمیت دهید.»

آیا ممکن است سرعت نور کم شود؟

فرض بر این است که نور در خلاء با حداکثر سرعت حرکت می‌کند ولی هنگام عبور از هر ماده‌ای ممکن است کمی کند شود. مقداری که یک ماده نور را کند می‌کند ضریب شکست آن نامیده می‌شود. نور هنگام تماس با ذره‌ها خم می‌شود که منجر به کاهش سرعت می‌شود.

مثلا نوری که در جو زمین حرکت می‌کند تقریبا با سرعت نور در خلاء حرکت می‌کند و فقط سه ده هزارم کمتر است. در مقابل نوری که از یک الماس می‌گذرد به کمتر از نصف سرعت معمول خود می‌رسد، ولی همچنان سرعتی بیش از ۲۷۷ میلیون مایل در ساعت (تقریبا ۱۲۴ هزار کیلومتر بر ثانیه) دارد. این سرعت بسیار بالا است، ولی با حداکثر سرعت نور تفاوت قابل‌توجهی دارد.

بر اساس مطالعه ای که در سال ۲۰۰۱ در مجله نیچر منتشر شد، نور را می‌توان درون ابرهای فوق سرد اتم‌ها به دام انداخت و حتی متوقف کرد. اخیرا مطالعه‌ای که در سال ۲۰۱۸ منتشر شد، روش جدیدی را برای متوقف کردن نور در مسیرهای خود در «نقاط استثنایی» یا مکان‌هایی که دو گسیل نور مجزا تلاقی می‌کنند و یکی می‌شوند، پیشنهاد کرد.

محققان همچنین تلاش کرده‌اند سرعت نور را حتی زمانی که در خلاء حرکت می‌کند، کاهش دهند. تیمی از دانشمندان اسکاتلندی با موفقیت سرعت یک فوتون یا ذره نور را حتی زمانی که در خلاء حرکت می‌کرد، کاهش دادند. در اندازه‌گیری‌های آن‌ها، تفاوت سرعت فوتون کندشده و فوتون عادی تنها چند میلیونیم متر بود ولی همچنان نشان داد که نور در خلاء می‌تواند کندتر از سرعت رسمی نور حرکت کند.

آیا می‌توانیم سریع‌تر از نور سفر کنیم؟

داستان‌های علمی تخیلی ایده سرعت بی‌نهایت را دوست دارند. سفر سریع‌تر از نور موضوع بسیاری از فیلم‌ها و کتاب‌ها بوده است. سرعت بی‌نهایت فضای بیکران را متراکم می‌کند و به شخصیت‌ها اجازه می‌دهد به‌ راحتی بین منظومه‌های ستاره‌ای سفر کنند.

در حالیکه سفر سریع‌تر از نور غیرممکن نیست، برای عملی کردن آن به قوانین عجیب و غریب نیاز داریم. خوشبختانه، برای علاقه‌مندان علم تخیلی و فیزیکدانان نظری، مسیرهای جدید زیادی برای کشف وجود دارد. تنها کاری که باید انجام دهیم این است که بفهمیم چگونه ثابت بمانیم و در عوض فضای اطراف را حرکت دهیم. زیرا بر اساس نسبیت خاص، قبل از رسیدن به سرعت به‌ اندازه کافی زیاد نابود خواهیم شد. یک ایده پیشنهادی شامل یک سفینه فضایی است که می‌تواند حباب فضازمان پیرامون خود را جمع کند. این ایده در تئوری و همچنین داستان عالی به‌ نظر می‌رسد.

«ست شوستاک»، ستاره‌شناس موسسه جستجوی هوش فرازمینی (SETI) در کالیفرنیا در مصاحبه‌ای در سال ۲۰۱۰ گفت: «اگر کاپیتان کرک مجبور بود با سرعت سریع‌ترین موشک‌های ما حرکت کند، صد هزار سال طول می‌کشید تا به منظومه ستاره‌ای بعدی برسد.» بنابراین، این داستان علمی تخیلی مدت‌هاست که راهی را برای غلبه بر محدودیت سرعت فرض کرده تا داستان کمی سریع‌تر پیش رود.

بدون سفر سریع‌تر از نور، ماجراهای فیلم‌هایی مثل پیشتازان فضا یا جنگ ستارگان غیرممکن خواهد بود. اگر قرار باشد بشریت به دورترین نقاط جهان در حال گسترش برسد، فیزیکدانان آینده باید شجاعانه پا در مسیرهایی بگذارند که قبلا هیچ کس نرفته است.

نتیجه

در این مقاله به اندازه گیری سرعت نور و نظریات و کشفیات دانشمندان مختلف مطالبی را آوردیم و متوجه شدیم که سرعت نور با چه معادلاتی اندازه گیری می شود. اگر دانشمندان و یا اخترشناسان بخواهند فاصله دیگر اجرام را تا زمین ما تخمین بزنند از سرعت نور استفاده می کنند. اگر شما هم می خواهید فاصله دیگر اجرام را با زمین تماشا کنید می توانید با خرید تلسکوپ فاصله و دیگر اجرام آسمانی را ملاحظه نمائید. خرید تلسکوپ در سایت موسسه طبیعت آسمان شب با بهترین قیمت و کیفیت امکان پذیر است.

 منبع: سایت موسسه طبیعت آسمان شب و سرعت نور چقدر است؟

  انواع مختلفی از میکروسکوپ‌ها وجود دارد که هر کدام کاربرد خاصی دارند. در این مقاله، اطلاعاتی در مورد پنج نوع مختلف میکروسکوپ همراه با کاربردهای هر کدام و اینکه چه کسی ممکن است از آن‌ها استفاده کند، ارائه کرده‌ایم. زیر هر توضیح میـکروسکوپ و کاربرد آن عکسی قرار دارد که با استفاده از همان میـکروسکوپ خاص گرفته شده است.

۵ نوع مختلف میکروسکـوپ

انواع میـکروسکـوپی که در این مقاله بررسی می‌کنیم عبارتند از:

• میکروسکـوپ استریو یا سه‌بعدی
• میکروسکـوپ مرکب
• میکروسکوپ معکوس یا وارونه
• میکروسکوپ متالورژیکی
• میکروسکوپ پلاریزان 

1. میکروسکـوپ استریو

میکروسکوپ‌های استریو برای مشاهده نمونه‌های مختلفی به‌ کار می‌روند که می‌توانید در دستانتان نگه دارید. این مدل یک تصویر سه‌ بعدی یا استریو ارائه می‌کند و بزرگنمایی آن به‌ طور معمول بین ۱۰ تا ۴۰ برابر است.

میکروسکـوپ استریو در تولید، کنترل کیفیت، جمع‌آوری سکه، علوم، پروژه‌های تشریح دبیرستان و گیاه‌شناسی مورد استفاده قرار می‌گیرد. این دستگاه معمولا نور منتقل‌شده و همچنین منعکس‌شده را فراهم می‌کند و برای مشاهده نمونه‌ای که اجازه عبور نور را نمی‌دهد، قابل‌ استفاده است. نمونه‌هایی که معمولا زیر مدل استریو مشاهده می‌شوند عبارتند از سکه‌ها، گل‌ها، حشره‌ها، قطعه‌های پلاستیکی یا فلزی، تخته‌های مدار چاپی، بافت‌های پارچه، آناتومی قورباغه و سیم‌ها.

این تصویر یک سکه زیر میکروسکوپ استریو با بزرگنمایی ۲۰ برابر است.

2. میکروسکوپ مرکب

میکروسکوپ مرکب به میکروسکوپ بیولوژیکی نیز معروف است. این مدل در آزمایشگاه‌ها، مدارس، تصفیه‌خانه‌های فاضلاب، مطب‌های دامپزشکی و بافت‌شناسی و پاتولوژی استفاده می‌شود. نمونه‌هایی که زیر میکروسکوپ مرکب مشاهده می‌شوند، باید روی لام قرار بگیرند و با استفاده از لامل صاف شوند. دانش‌آموزان معمولا اسلایدهای آماده‌شده را مشاهده می‌کنند، زیرا فرایند آماده‌سازی اسلاید زمان‌بر است.

از میکروسکـوپ مرکب برای مشاهده نمونه‌های مختلفی استفاده می‌شود که بعضی از آن‌ها عبارتند از سلول‌های خونی، سلول‌های گونه، انگل‌ها، باکتری‌ها، جلبک‌ها، بافت‌ها و بخش‌های نازک اندام‌ها. این دستگاه برای مشاهده نمونه‌هایی که با چشم غیرمسلح دیده نمی‌شوند، استفاده می‌شود.

بزرگنمایی میکروسکوپ مرکب معمولا ۴۰، ۱۰۰، ۴۰۰ و گاهی ۱۰۰۰ برابر است. دستگاه‌هایی را که بزرگنمایی بیش از ۱۰۰۰ برابر را تبلیغ می‌کنند نخرید، زیرا بزرگنمایی خالی با وضوح پایین ارائه می‌دهند.

این تصویر از هاگ‌های قارچ زیر میکروسـکوپ مرکب بیولوژیکی با بزرگنمایی ۴۰۰ برابر گرفته شده است.

3. میکروسکوپ معکوس یا وارونه

این مدل در دو نوع بیولوژیکی یا متالورژیکی در دسترس است. میکروسکوپ‌های معکوس بیولوژیکی بزرگنمایی ۴۰، ۱۰۰ و گاهی ۲۰۰ و ۴۰۰ برابر ارائه می‌کنند. این مدل برای مشاهده نمونه‌های زنده که در پتری دیش هستند، به‌کار می‌رود.

میکروسکـوپ معکوس به کاربر این امکان را می‌دهد که پتری دیش را روی یک صفحه صاف بگذارد که عدسی‌های شیئی زیر آن قرار دارند. این مدل برای لقاح آزمایشگاهی، تصویربرداری از سلول‌های زنده، زیست‌شناسی رشد، زیست‌شناسی سلولی، علوم اعصاب و میکروبیولوژی استفاده می‌شود.

میکروسکـوپ‌های معکوس بیشتر در تحقیق برای تجزیه و تحلیل و مطالعه بافت‌ها و سلول‌ها و به‌ ویژه سلول‌های زنده مورد استفاده قرار می‌گیرند. مدل متالورژیکی برای بررسی قطعه‌های بزرگ با بزرگنمایی بالا از نظر شکستگی یا گسل استفاده می‌شود. بزرگنمایی آن‌ها مشابه مدل بیولوژیکی است، با این تفاوت که نمونه‌ها در پتری دیش قرار نمی‌گیرند.

برای استفاده از این مدل، باید یک برش صاف از نمونه آماده شود تا روی صفحه قرار بگیرد. این نمونه صاف صیقل داده می‌شود و گاهی به آن پوک نیز می‌گویند.

میکروسکـوپ معکوس متالوگرافی مدل IMM–480

میکروسکوپ معکوس متالوگرافی صا ایران مدل IMM–480 که با نام «Inverted metallurgical Microscope MJ42» نیز شناخته می‌شود مجهز به با «سامانه نوری اصلاح شده در بینهایت» مخصوص میکروسکوپ‌های آزمایشگاهی-صنعتی Infinity Corrected Optics است . میکروسکوپی قدرتمند و ارگونومیک برای بررسی‌های آزمایشگاهی طولانی مدت در زمینه‌های زیر:

1. ابزار تحقیقاتی دانش پژوهان و محققان علوم متالورژی
2. کارگاه های ریخته گری و عملیات حرارتی
3. آزمایشگاههای تخصصی و متالوگرافی
4. دانشگاه ها و موسسات علمی و مراکز صنعتی
5. کارخانه‌ها و مراکز تولیدی

• بزرگ‌نمایی 100 تا 1000 برابر  با قابلیت تفکیک 0.002  میلی‌متر
• چهار شیئی (لنز) مسطح  Plan Achromatic 10x,20x,50x,100x
• با «سامانه نوری اصلاح شده در بینهایت» مخصوص میکروسکوپ‌های آزمایشگاهی-صنعتی Infinity Corrected Optics
• کله‌گی با زاویه 45 درجه و چشمی‌هایی با میدان دید باز و فاصله کانونی 22 میلیمتر  WF10x
• بدنه مستحکم با طراحی ارگونومیک برای بررسی‌های آزمایشگاهی طولانی مدت
• دارای پیچ تنظیم فوکوس سریع بعلاوه پیچ تنظیم فوکوس دقیق
• لنزهای شیئی تخت کننده تصویر با قابلیت فوکوس با فاصله زیاد LWD Plan Objective
• بدون نیاز به روغن امیرسون در بزرگنمایی 1000 برابر
• دارای فیلترهای رنگی زرد، سبز و آبی
• قابلیت اتصال دوربین (به عنوان چشم سوم) در کنار بدنه دستگاه، – دوربین جداگانه تهیه میشود
• میز کار بزرگ 20×24 سانتیمتری با فضای کاری گسترده با قابلیت 3×3 سانتیمتر حرکت
• قابلیت تنظیم فاصله دوچشمی 53 تا 75 میلیمتر
• ميكروسكوپ معکوس متالوگرافی صا ایران مدل IMM–480 با منبع نور هالوژن و قابلیت تنظیم مقدار روشنایی
• قابلیت مشاهده تصاویر با استفاده از فیلتر آنالایزر و پلارایزر -مواردی چون کریستال مایع و پلیمرهای بیومدیکال در علوم زمین شناسی و متالوژی و …

4. میکروسکوپ متالورژیکی

میکروسکوپ‌های متالورژیکی دستگاه‌هایی با قدرت بالا هستند که برای مشاهده نمونه‌هایی که اجازه عبور نور را نمی‌دهند، طراحی شده‌اند.

نور منعکس‌شده از طریق عدسی‌های شیئی به سمت پایین می‌تابد و بزرگنمایی ۵۰، ۱۰۰، ۲۰۰ و گاهی ۵۰۰ برابر فراهم می‌کند. میکروسکوپ‌های متالورژیکی برای بررسی ترک‌های میکرونی در فلزها، لایه‌های بسیار نازک پوشش‌ها مانند رنگ و اندازه‌گیری دانه استفاده می‌شوند.

این مدل همچنین در صنعت هوافضا، صنعت خودروسازی و شرکت‌هایی که ساختارهای فلزی، کامپوزیت‌ها، شیشه، چوب، سرامیک، پلیمرها و کریستال‌های مایع را تجزیه و تحلیل می‌کنند، به‌کار می‌رود.

این تصویر یک قطعه فلز با خراش‌هایی روی آن است که توسط میکروسکوپ متالورژیکی با بزرگنمایی ۱۰۰ برابر گرفته شده است.

5. میکروسکوپ پلاریزان

این مدل از نور پلاریزه همراه با نور عبوری یا منعکس‌شده برای بررسی مواد شیمیایی، سنگ‌ها و کانی‌ها استفاده می‌کند. میکروسکوپ‌های پلاریزان روزانه توسط زمین‌شناسان، سنگ‌شناسان، شیمیدانان و صنعت داروسازی مورد استفاده قرار می‌گیرند.

تمام میکروسکوپ‌های پلاریزان شامل پلاریزور و آنالایزر هستند. پلاریزور تنها به امواج نوری خاصی اجازه عبور می‌دهد. در مقابل، آنالایزر میزان نور و جهت نوری را که نمونه را روشن می‌کند، تعیین می‌کند. پلاریزور اساسا طول موج‌های مختلف نور را روی یک صفحه متمرکز می‌کند. این باعث می‌شود میکروسکـوپ برای مشاهده مواد دوشکستی ایده‌آل باشد.

این تصویر ویتامین C است که زیر میکروسکـوپ پلاریزان با بزرگنمایی ۲۰۰ برابر گرفته شده است.

میکروسکوپ پلاریزان، نوری عبوری و بازتابی Phenix PH-PG3230

در بسیاری از حوزه‌های علمی و صنعتی میکروسکـوپ‌های نوری معمول چندان کارایی ندارند و نیاز به نور پلاریزه است. نور پلاریزه راهکاری برای افزایش کنتراست تصویر و بالاتر بردن توانایی در تفکیک اجزای تصویر است. در حال حاضر در اغلب حوزه‌های علمی، تحقیقاتی و صنعتی از میکروسکـوپ‌های پلاریزان استفاده می‌شود از جمله:

زمین‌شناسی (مطالعه انواع سنگ‌ها، کانی‌ها، سنگ‌نگاری، مواد معدنی، مواد کریستالی، ذغال سنگ و ...)

صنعت (کاربردهای ساختمانی برای کشف درز، شکاف، حباب در بتن ، لوله و سایر مصالح. کاربرد در متالوژی، صنایع پلاستیک، شیشه. تعیین نوع، جنس و کیفیت مواد شیمیایی و طبیعی و کاربردهای بسیار دیگر)

• میکروسکـوپ آزمایشگاهی ایده‌آل برای علوم زمین‌شناسی و شاخه‌های مرتبط(بزرگ‌نمایی تا 600 برابر)
• مناسب صنایع شیمیایی، نفتی، الکترونیک، پزشکی، زیست‌شناسی، آزمایشگاهی و غیره
• با کاربرد صنعتی در کنترل کیفیت  انواع پلیمرها و پلاستیک‌ها، شیشه‌ها، مواد شیمیایی و سایر مواد
• طراحی ارگونومیک برای بررسی‌های آزمایشگاهی طولانی مدت
• با «سامانه نوری اصلاح شده در بینهایت» مخصوص میکروسکـوپ‌های آزمایشگاهی-صنعتی infinity optical system
• عدسی‌های شیئی اصلاح شده بدون خطای رنگی و تصویر مسطح strain-free plan achromatic objective
• بدنه بسیار مستحکم فلزی با پوشش رنگ الکترواستاتیک
• میز کار گرد به قطر 15 سانتیمتر با قابلیت چرخش 360 درجه
• چشمی‌های 22 میلی‌متری با میدان دید بسیار وسیع
• قابلیت نصب دوربین به چشمی سوم  برای تهیه عکس و فیلم
• دارای سیستم فوکوس سریع و دقیق با قابلیت کنترل فشار Tensional adjustable  
• سیستم روشنایی کوهلر Kohler Illumination System با نور هالوژن و قابلیت تنظیم شدت روشنایی
• منبع قدرت برق شهری power supply (85-265V 50/60Hz), 6V30W halogen lamp
• دارای حداکثر میزان رضایت خریداران در سایت‌های فروش جهانی

نتیجه

در این مقاله به انواع مختلف میکروسکوپ، ویژگی ها و امکانات آنها پرداخنیم. هر کدام از این میکروسکوپ ها کاربردهای مختلفی دارند که داخل مقاله ذکر شده است. شما هم اگر برای شغل خود نیاز به خرید میکروسکوپ دارید می توانید با مراجعه به موسسه طبیعت آسمان شب با بهترین قیمت و کیفیت خرید میکروسکوپ خود را نهایی کنید.

منبع: سایت موسسه طبیعت آسمان شب و انواع مختلف میکروسکـوپ و کاربرد هر کدام چیست؟

 ستاره‌ های رشته اصلی از طریق همجوشی اتم‌های هیدروژن در هسته خود اتم‌های هلیوم را تشکیل می‌دهند. حدود ۹۰درصد از ستاره‌های جهان از جمله خورشید، ستاره‌های دنباله اصلی هستند. ستاره رشته اصلی از حدود یک دهم جرم خورشید تا ۲۰۰ برابر آن جرم دارند.

ستاره ها زندگی خود را به‌ عنوان ابرهایی از غبار و گاز شروع می‌کنند. نیروی گرانش این ابرها را به هم نزدیک می‌کند و یک پیش ستاره کوچک تشکیل می‌شود که انرژی خود را از مواد در حال فروپاشی تامین می‌کند. پیش ستاره ها معمولا در ابرهای متراکم گازی تشکیل می‌شوند و تشخیص آن‌ها کار ساده‌ای نیست.

«مارک موریس» از دانشگاه کالیفرنیا در لس آنجلس می‌گوید: «طبیعت ستاره‌ها را به‌ صورت مجزا تشکیل نمی‌دهد. در عوض، آن‌ها را به‌ صورت خوشه‌ای از ابرهای زایشی که تحت گرانش خود فرو می‌ریزند، به‌ وجود می‌آورد.»

اگر می‌خواهید همه چیز را در مورد ستاره رشته اصلی یاد بگیرید، تا انتهای مقاله با ما همراه باشید.

ستاره رشته اصلی چگونه به‌ وجود می‌آید؟

اجرام کوچک‌تر با جرم کمتر از ۰.۰۸ جرم خورشید، نمی‌توانند به مرحله همجوشی هسته‌ای در هسته خود برسند. در عوض به کوتوله‌های قهوه‌ای تبدیل می‌شوند، یعنی ستاره‌هایی که هرگز مشتعل نمی‌شوند.

اگر جرم کافی وجود داشته باشد، گاز و غبار در حال فروپاشی داغ‌تر می‌سوزند و در نهایت به دمایی می‌رسند که برای همجوشی هیدروژن به هلیوم کافی است. ستاره روشن شده و به یک ستاره رشته اصلی تبدیل می‌شود که از همجوشی هیدروژنی نیرو می‌گیرد. همجوشی فشار رو به بیرون ایجاد می‌کند که با کشش به سمت داخل ناشی از گرانش متعادل می‌شود و ستاره را تثبیت می‌کند.

عمر ستاره رشته اصلی

طول عمر یک ستاره رشته اصلی به جرم آن بستگی دارد. یک ستاره با جرم بیشتر ممکن است مواد بیشتری داشته باشد ولی به ‌دلیل دمای هسته بالاتر ناشی از نیروهای گرانشی بیشتر، سریع‌تر می‌سوزد. در حالیکه عمر خورشید حدود ۱۰ میلیارد سال ستاره رشته اصلی خواهد بود، ستاره‌ای با جرم ۱۰ برابر فقط ۲۰ میلیون سال عمر خواهد کرد.

یک کوتوله سرخ که جرم آن نصف خورشید است، می‌تواند ۸۰ تا ۱۰۰ میلیارد سال عمر کند که بسیار بیشتر از عمر ۱۳.۸ میلیارد سال جهان است. این عمر طولانی یکی از دلایلی است که کوتوله‌های سرخ منابع خوبی برای سیاره‌های میزبان حیات در نظر گرفته می‌شوند، زیرا برای مدت طولانی پایدار هستند.

ستاره درخشان

به‌ گفته «دیو روتشتاین»، توسعه‌دهنده نرم‌افزار و ستاره‌شناس که در سال ۲۰۰۷ از دانشگاه کرنل با مدرک دکترا فلسفه و کارشناسی ارشد نجوم فارغ‌التحصیل شد، بیش از ۲۰۰ سال پیش «هیپارکوس»، ستاره‌شناس یونانی، اولین کسی بود که فهرستی از ستاره ها بر اساس میزان درخشندگی ایجاد کرد.

هیپارکوس صرفا به ستاره ها نگاه کرد و آن‌ها را بر اساس میزان درخشش طبقه‌بندی کرد. درخشان‌ترین ستاره ها به ترتیب قدر ۱ تا قدر ۶ بودند. ستاره های قدر ۶ کم‌نورترین ستاره‌هایی بودند که هیپارکوس می‌توانست ببیند. ابزارهای مدرن اندازه‌گیری روشنایی ستاره ها را بهبود بخشیده‌اند و آن را دقیق‌تر کرده‌اند.

در اوایل قرن بیستم، اخترشناسان متوجه شدند که جرم یک ستاره با درخشندگی آن یا میزان نوری که تولید می‌کند، ارتباط دارد. ستاره هایی با جرم ۱۰ برابر خورشید بیش از هزار برابر آن می‌درخشند.

جرم و درخشندگی یک ستاره با رنگ آن نیز ارتباط دارد. ستاره های پرجرم داغ‌تر و آبی‌تر هستند، در حالیکه ستاره های کم‌جرم سردتر هستند و ظاهری سرخ دارند. خورشید به‌ دلیل ظاهر تقریبا زرد خود در نقطه میانی این طیف قرار می‌گیرد.

طبق گزارش رصدخانه جهانی لاس کامبرس، دمای سطح یک ستاره تعیین‌کننده رنگ نوری است که از خود ساطع می‌کند. ستاره‌های آبی داغ‌تر از ستاره‌های زرد هستند و ستاره‌های زرد داغ‌تر از ستاره‌های قرمز هستند.

این درک منجر به ایجاد طرحی به نام نمودار هرتسپرونگ راسل (H-R) شد که نموداری از ستاره ها بر اساس روشنایی و رنگ آن‌ها (که به نوبه خود دمای آن‌ها را نشان می‌دهد) است.

بیشتر ستاره ها روی خطی قرار می‌گیرند که به رشته اصلی معروف است. این خط در نمودار از سمت چپ بالا (جایی که ستاره‌های داغ درخشان‌تر هستند) به سمت راست پایین (جایی که ستاره‌های سرد کم‌نورتر هستند)، کشیده شده است.

خاموش شدن ستاره

در نهایت، یک ستاره رشته اصلی تمام هیدروژن موجود در هسته خود را می‎سوزاند و به پایان چرخه زندگی خود می‌رسد. در این مرحله، ستاره از رشته اصلی خارج می‌شود.

ستاره‌های کوچک‌تر از یک چهارم جرم خورشید مستقیما به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. کوتوله‌های سفید دیگر در هسته خود همجوشی ندارند، ولی همچنان گرما ساطع می‌کنند. در نهایت، کوتوله‌های سفید باید به کوتوله‌های سیاه تبدیل شوند که فقط تئوری هستند. جهان به‌ اندازه کافی پیر نیست تا اولین کوتوله‌های سفید به‌ اندازه کافی سرد شوند و این تبدیل رخ دهد.

لایه‌های بیرونی ستاره‌های بزرگ‌تر به سمت داخل فرو می‌ریزد تا زمانی که دما به‌ اندازه‌ای گرم شود که هلیوم به کربن تبدیل شود. سپس، فشار همجوشی یک نیروی به سمت بیرون ایجاد می‌کند که ستاره را چند برابر بزرگ‌تر از اندازه اصلی خود منبسط می‌کند و یک غول سرخ را به‌ وجود می‌آورد. 

این ستاره جدید بسیار کم‌نورتر از ستاره رشته اصلی است. در نهایت، خورشید نیز به یک غول سرخ تبدیل خواهد شد. با این‌ حال جای نگرانی نیست، زیرا این اتفاق تقریبا پنج میلیارد سال دیگر رخ خواهد داد.

«جاشوا بلکمن»، محقق متخصص در نجوم ستاره‌ای و منظومه‌های سیاره‌ای در دانشگاه تاسمانی می‌گوید: «در فرایند تبدیل شدن خورشید به یک غول سرخ، احتمالا سیاره‌های نزدیک به آن مثل عطارد و زهره نابود خواهند شد.»

اگر جرم ستاره اولیه تا ۱۰ برابر خورشید باشد، ۱۰۰ میلیون سال مواد خود را می‌سوزاند و سپس به یک کوتوله سفید فوق‌ متراکم فرو می‌ریزد. ستاره‌های پرجرم‌تر در یک مرگ شدید ابرنواختری منفجر می‌شوند و عناصر سنگین‌تری را که در هسته‌شان تشکیل شده است، در سراسر کهکشان پرتاب می‌کنند. هسته باقی‌مانده می‌تواند یک ستاره نوترونی را تشکیل دهد، یک جسم فشرده که اشکال مختلفی دارد.

عمر طولانی کوتوله‌های سرخ به این معنی است که حتی کوتوله هایی که مدت کوتاهی پس از بیگ بنگ تشکیل شده‌اند، هنوز وجود دارند. با این‌ حال، این اجسام کم‌جرم نیز در نهایت تمام هیدروژن خود را می‌سوزانند و کم‌نورتر و سردتر شده و در نهایت خاموش می‌شوند.

نتیجه

در این مقاله به تعریف و میزان عمر ستاره رشته اصلی پرداختیم و نکاتی را در رابطه با ستاره رشته اصلی عنوان کردیم. اگر شما هم به رصد ستارگان علاقمند هستید می توانید با خرید تلسکوپ این رویای خود را به واقعیت تبدیل کنید. خرید تلسکوپ در سایت موسسه طبیعت آسمان شب با بهترین قیمت و کیفیت امری دست یافتنی است.  

منبع: سایت موسسه طبیعت آسمان شب و ستاره رشته اصلی تعریف و چرخه عمر

 انرژی تاریک شکل غالب انرژی در کیهان است که انبساط پرشتاب جهان را هدایت می‌کند. با این‌ حال، ماهیت آن همچنان ناشناخته است. انرژی تاریک شکلی فرضی از انرژی است که فیزیکدانان آن را پیشنهاد کرده‌اند تا توضیح دهند چرا جهان نه تنها در حال انبساط است، بلکه این کار را با سرعتی بالا انجام می‌دهد.

انرژی تاریک را می‌توان همتای شیطانی نیروی گرانش در نظر گرفت، یعنی یک نیروی ضد گرانش که فشار منفی ایجاد می‌کند که جهان را پر کرده و تار و پود فضازمان را گسترش می‌دهد. انرژی تاریک برخلاف نیروی گرانش که اجرام کیهانی را به سمت یکدیگر می‌کشد، آن‌ها را با سرعت فزاینده‌ای از هم جدا می‌کند. تخمین زده می‌شود که انرژی تاریک بین ۶۸ تا ۷۲درصد از کل انرژی و ماده کیهان را تشکیل می‌دهد و بنابراین، به‌ شدت بر ماده تاریک و ماده روزمره تسلط دارد.

آیا انرژی تاریک را به‌ طور کامل می‌شناسیم؟

تنها پاسخ واقعی به سوال «انرژی تاریک چیست؟»، در حال حاضر نمی‌دانیم است. با‌ این‌ حال، دانشمندان تا حدودی انرژی تاریک را شناخته‌اند و چند نظریه پیشرو برای توضیح آن معرفی کرده‌اند. این نظریه‌ها شامل انرژی خلا فضا، ذره‌هایی که به‌ معنای واقعی کلمه در فضای خالی به‌ وجود می‌آیند و از بین می‌روند و یک نیروی پنجم مسئول فشار منفی که ممکن است باعث انبساط سریع جهان شود، هستند.

احتمال‌های دیگر، طیفی از انواع میدان‌ها هستند که می‌توانند منبع انرژی تاریک باشند، مانند میدان کم‌انرژی معروف به کوینتسنس و میدان تاکیون ها که ذره‌های فرضی هستند که سریع‌تر از نور حرکت می‌کنند. این احتمال‌ها در حد فرضیه باقی مانده‌اند، به این معنی که تنها راهی که می‌توانیم واقعا انرژی تاریک را بشناسیم، از طریق شناخت تاثیر آن روی جهان است.

چرا انرژی تاریک بخشی ضروری از کیهان است؟

حدود ۲۵ سال پیش مشخص شد که کیهان در حال انبساط است و با گذشت زمان سرعت آن بیشتر می‌شود. این فرایند از ۵ هزار میلیون سال گذشته در حال رخ دادن است و باعث می‌شود کهکشان ها از یکدیگر دور شوند. اگرچه تمام مشاهده‌های کیهانی ما این پدیده را تایید می‌کنند، هنوز توضیحی برای روند افزایشی انبساط نداریم. با این‌ حال، ویژگی‌های ماده‌ای را که این اثر را ایجاد می‌کند، می‌شناسیم. یعنی باید ماده یا مایعی باشد که بر طبیعت جذب‌کننده گرانش غلبه کند، رقیق باشد و در تمام فضازمان پخش شود.

در سال ۱۹۹۹، فیزیکدانی به اسم «مایکل ترنر»، عنصر فرضی سازنده کیهان را انرژی تاریک نامید. کلمه انرژی برای توضیح روند فعلی انبساط کیهان ضروری است. بدون آن، انبساط کند می‌شود و در نهایت کیهان منفجر می‌شود و فاصله بین کهکشان‌های مشاهده‌شده در ساختار مقیاس بزرگ کاهش می‌یابد.

چگونه می‌دانیم انبساط ناشی از انرژی تاریک فقط به بیگ بنگ مرتبط نیست؟

مدل کیهانی ما یک جهان در حال انبساط را پیش‌بینی می‌کند و در نتیجه وجود رویدادی را که آن را انفجار بزرگ داغ می‌نامیم، پیش‌بینی می‌کند. با این‌ حال، وضعیت فعلی انبساط در زمان ثابت نیست، بلکه در حال افزایش است. بنابراین، نرخ رو به رشد انبساط باید توسط یک عامل متفاوت هدایت شود، چیزی که در مراحل اولیه کیهان یا در زمان‌هایی که کهکشان‌ها شکل می‌گرفتند، عمل نمی‌کرد. 

چرا انرژی تاریک اینقدر اسرارآمیز است؟

از آ‌‌ن‌ جایی که نمی‌توانیم مستقیما انرژی تاریک را اندازه‌گیری کنیم و حتی نمی‌دانیم از چه چیزی ساخته شده است، فرمول‌بندی آزمایش‌هایی برای شناسایی و مطالعه ماهیت آن واقعا چالش برانگیز است. همچنین مشاهده‌های فعلی با نرخ انبساطی که هابل در حال حاضر نشان می‌دهد، در تضاد است. بنابراین، مطمئن نیستیم که آیا انرژی تاریک در طول زمان تغییر می‌کند یا نه و اگر این اتفاق رخ می‌دهد، چه تاثیری بر پویایی انبساط می‌گذارد. اگرچه سرنخ هایی پیدا کرده‌ایم، هنوز راه طولانی تا پرده‌برداری از ماهیت و ویژگی‌های انرژی تاریک پیش رو داریم.

مظنونان اصلی منشا انرژی تاریک چه هستند؟

بر اساس بیشتر مشاهده‌ها، محتمل‌ترین نامزد مناسب برای انرژی تاریک، ثابت کیهانی است که معمولا به نوسان‌های خلا کوانتومی مربوط می‌شود. این مورد پسندترین (و ساده‌ترین) توضیح برای انرژی تاریک است و در مدل استاندارد کیهان‌شناسی گنجانده شده است. با این‌ حال، پیشنهادهای دیگری مانند میدان‌های اسکالر، گالیله‌ها، اکسیون‌ها، میدان‌های تاکیونیک یا حتی مدل‌های انرژی تاریک دینامیکی وجود دارند.

آیا معمای انرژی تاریک در ۱۰ سال آینده حل خواهد شد؟

پیش‌بینی اینکه آیا ترکیب اسرارآمیز انرژی تاریک در چنین مدت کوتاهی حل خواهد شد (بیشتر پروژه‌های بین‌المللی تقریبا همین قدر طول می‌کشند)، دشوار است. با وجود این مطمئن هستیم که برای درک این عضو تشکیل‌دهنده کیهان در مسیر درستی حرکت می‌کنیم.

تلسکوپ‌هایی مانند DES، DESI، Euclid، JWST، رصدخانه ورا روبین و نانسی گریس رومن تلاش می‌کنند با ردیابی ساختار مقیاس بزرگ و اندازه‌گیری با تکنیک‌های مختلف، ماهیت و تکامل انرژی تاریک را در طول زمان رمزگشایی کنند. داده‌های زیادی وجود دارد که ما را در این سفر راهنمایی می‌کند و بدون تردید در درک انرژی تاریک و منشا کیهانی آن در حال پیشرفت هستیم.

انرژی تاریک چه کاری می‌کند و نمی‌کند؟

اگر انرژی تاریک باعث انبساط جهان با سرعت فزاینده‌ می‌شود، آیا نباید ببینیم که لیوان قهوه‌ از ما فاصله می‌گیرد یا متوجه شویم رفت و آمدمان به محل کار هر روز طولانی‌تر می‌شود؟

ما این اتفاق‌ها را تجربه نمی‌کنیم، زیرا اجرام تحت نیروی گرانش مانند ستاره‌ها، منظومه‌های سیاره‌ای، خوشه‌های ستاره‌ای، کهکشان‌ها، خوشه‌های کهکشانی و حتی لیوان قهوه و میز، ظاهرا تاثیر انرژی تاریک را تجربه نمی‌کنند. در مقیاس‌های کوچک، گرانش انرژی تاریک را شکست می‌دهد.

به‌ نظر می‌رسد انرژی تاریک فقط در بزرگ‌ترین مقیاس‌های جهان عمل می‌کند. انبساط جهان نیز پدیده‌ای است که فقط با مشاهده کهکشان‌ها و سایر اجرام کیهانی قابل‌اندازه‌گیری است که توسط خلیج‌های عظیم فضایی به ترتیب میلیون‌ها و میلیاردها سال نوری از هم دور هستند و ده‌ها میلیارد سال نوری با ما فاصله دارند. هرچه فاصله‌ای که این اجرام کیهانی را از هم جدا می‌کند بیشتر باشد، با سرعت بیشتری از یکدیگر دور می‌شوند.

بخواهیم ساده مثال بزنیم، تصور کنید سه نقطه روی یک بادکنک بادنشده می‌کشید. دو نقطه نزدیک به هم و سومی دورتر است. در این قیاس، انرژی تاریک هوایی است که وارد بادکنک می‌شود و بر جاذبه غلبه می‌کند که با کشیده شدن پوسته بادکنک نشان داده می‌شود. همان‌طور که بادکنک باد می‌شود، هر سه نقطه از یکدیگر دور می‌شوند ولی دورترین نقطه با سرعت بیشتری دور خواهد شد.

این درست مانند سه کهکشان است که دوتای آن‌ها نزدیک به هم و سومی دورتر از بقیه قرار دارد. کهکشان دورتر با سرعت بیشتری در حال دور شدن است، زیرا فضای بین آن و دو کهکشان دیگر مثل بادکنک در حال کشیده شدن بوده و فضای بیشتر به معنای انبساط بیشتر است.

در حال حاضر، دانشمندان تخمین می‌زنند که کهکشان‌ها در هر یک میلیون سال، ۰.۰۰۷درصد از یکدیگر دورتر می‌شوند. «اتن سیگل»، اخترفیزیکدان نظری آمریکایی، توضیح می‌دهد که یک جرم کیهانی در فاصله ۱۰۰ میلیون سال نوری با سرعت ۱۳۳۶ مایل در ثانیه (۲۱۵۰ کیلومتر در ثانیه) در حال عقب‌نشینی است. همزمان، یک کهکشان در فاصله یک میلیارد سال نوری از ما ده برابر سریع‌تر، یعنی با سرعتی در حدود ۱۳۳۶۰ مایل در ثانیه (۲۱۵۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه) عقب‌نشینی می‌کند.

سرعت انبساط کهکشان GN-z11 اندازه‌گیری شده است. GN-z11 یکی از قدیمی‌ترین کهکشان‌هایی است که تاکنون کشف شده و چیزی که می‌بینیم مربوط به زمانی است که کیهان فقط ۴۰۰ میلیون سال سن داشت.

تقریبا در فاصله ۳۲ میلیارد سال نوری، انرژی تاریک با چنان سرعتی بافت فضا را گسترش می‌دهد که کهکشان GN-z11 با سرعت تخمینی ۴۲۶۸۸۲ مایل در ثانیه (۶۸۷۰۰۰ کیلومتر بر ثانیه)، یعنی بیش از دو برابر سرعت نور، در حال دور شدن از ما است.

در حالیکه هیچ چیز نمی‌تواند در فضا سریع‌تر از سرعت نور در خلاء حرکت کند (۱۸۶۲۸۲ مایل در ثانیه یا ۲۹۹۷۹۲ کیلومتر در ثانیه)، انرژی تاریک نشان می‌دهد که خود بافت فضا چنین محدودیت سرعتی ندارد.

وقتی کهکشان‌ها از هم جدا می‌شوند، شکل خود را حفظ می‌کنند و به ‌لطف یکی دیگر از جنبه‌های اسرارآمیز جهان یعنی ماده تاریک، از هم نمی‌پاشند. اگرچه انرژی تاریک و ماده تاریک نام‌های مشابهی دارند و گاهی هر دو به‌عنوان «جهان تاریک» توصیف می‌شوند، به غیر از چند شباهت سطحی، ارتباطی با یکدیگر ندارند.

انرژی تاریک و ماده تاریک: تفاوت آن‌ها چیست؟

انرژی تاریک و ماده تاریک از جنبه‌های اسرارآمیز جهان هستند و هر توضیحی را به چالش کشیده‌اند. هیچ کدام از آن‌ها را نمی‌توان مستقیما شناسایی کرد و وجود آن‌ها از تاثیری که روی ماده مرئی می‌گذارند، استنباط می‌شود. با این‌ حال، درست نیست که انرژی تاریک را صرفا معادل ماده تاریک در نظر بگیریم.

ماده تاریک مثل ماده‌ای که از اتم‌های حاوی پروتون و نوترون ساخته شده است، بخشی از خانواده باریون ذره‌ها که ما را احاطه کرده و به‌ عنوان ماده باریونی شناخته می‌شود، با نور برهم کنش نمی‌کند. بنابراین، ماده تاریک به معنای واقعی کلمه تاریک است. عبارت تاریک در ترکیب ماده تاریک بیشتر به معنای واقعی کلمه استفاده می‌شود و در ترکیب انرژی تاریک صرفا به یک طبیعت مرموز اشاره می‌کند.

مهم‌ترین چیزی که وجود ماده تاریک را ثابت می‌کند، اثر گرانشی آن است که کهکشان‌ها را کنار هم نگه می‌دارد. بدون تاثیر گرانشی ماده تاریک، کهکشان‌ها به‌ قدری سریع می‌چرخند که تاثیر گرانشی ماده مرئی آن‌ها، یعنی ستاره‌ها، سیاره‌ها، گاز و غبار، برای جلوگیری از دور شدن آ‌ن‌ها کافی نخواهد بود.

این یعنی همان‌طور که انرژی تاریک اشیا را در مقیاس بزرگ از هم جدا می‌کند، ماده تاریک کهکشان‌ها را در مقیاس کوچک‌تر کنار هم نگه می‌دارد. از این نظر می‌توانیم فرض کنیم که انرژی تاریک و ماده تاریک تقریبا تاثیر متضاد در جهان دارند.

اگر جهان را یک طناب فرض کنیم، به‌ نظر می‌رسد انرژی تاریک و گرانش در مسابقه طناب‌کشی هستند. رقیب اصلی با بیشترین قدرت کشش ماده تاریک است، ولی قدرت واقعی آن چقدر است؟

از نظر محتوای ماده و انرژی جهان، سهم انرژی تاریک حدود ۶۸ تا ۷۲درصد تخمین زده شده است. در نتیجه، حدود ۲۸ تا ۳۲درصد از بودجه ماده و انرژی جهان از چیز دیگری تشکیل شده است که بخش عمده آن را ماده تاریک و ماده باریونی تشکیل می‌دهد.

طبق گزارش سازمان اروپایی پژوهش‌های هسته‌ای، ماده تاریک با نسبت ۶ به ۱ از ماده باریونی در کیهان بیشتر است. این یعنی حدود ۲۵درصد از بودجه انرژی و ماده کیهان را ماده تاریک تشکیل می‌دهد. بنابراین، به این درک تکان‌دهنده می‌رسیم که ماده تشکیل‌دهنده ستاره‌ها، سیاره‌ها و همه چیزهایی که در اطراف خود می‌بینیم، تقریبا فقط ۵درصد از کل محتوای جهان است.

بنابراین جای تعجب نیست که حل معمای جهان تاریک به دغدغه‌ای مهم برای دانشمندان تبدیل شده است. زیرا وجود آن به این معنی است که ما به معنای واقعی کلمه نمی‌دانیم ۹۵درصد جهان چیست.

چه شواهدی برای انرژی تاریک داریم؟

شناسایی انرژی تاریک از طریق کشف اینکه انبساط جهان در حال شتاب است، توسط دو تیم از دانشمندان که به‌ طور مستقل کار می‌کردند در اواخر دهه ۱۹۹۰ رخ داد. این تیم‌ها در حال بررسی‌ ابرنواخترهای نوع یکم ای بودند. ابرنواخترها انفجارهای کیهانی هستند که هنگام مرگ ستاره‌های پرجرم رخ می‌دهند و از آن‌جایی که به‌ طور یکنواخت نور ساطع می‌کنند، برای اندازه‌گیری فواصل کیهانی عالی هستند.

همان‌طور که جهان منبسط می‌شود، طول موج نوری که از منابع دور بعد از مدت طولانی به زمین می‌رسد کشیده می‌شود. از آن‌جایی که رنگ قرمز با نور موج‌ بلند مرتبط است، این امر منجر به قرمز شدن نور می‌شود که اخترشناسان آن را «انتقال به تابش سرخ» می‌نامند. هر چه منبع نور دورتر باشد، نور آن قرمزتر می‌شود. نور از منابع بسیار دوری که در زمان جوانی جهان وجود داشتند به ناحیه فروسرخ طیف الکترومغناطیسی منتقل می‌شود.

اخترشناسان در حال مشاهده ابرنواخترهای به‌ اصطلاح «شمع استاندارد» بودند تا بتوانند سرعت انبساط جهانی را اندازه‌گیری‌کنند که ثابت هابل نامیده می‌شود. آن‌ها متوجه شدند ابرنواخترهای دوردست‌تری که وقتی جهان بسیار جوان‌تر بود منفجر شده بودند، کم نورتر از حد انتظار بودند.

این بدان معنا بود که این ابرنواخترها دورتر از چیزی هستند که باید باشند که نشان می‌دهد سرعت انبساط جهان در حال افزایش است. این کشف با مشاهده‌های بعدی و اندازه‌گیری میدانی تشعشع‌های باقی‌مانده از زمان انفجار بزرگ به نام «تابش زمینه کیهانی (CMB)» تایید شد.

ثابت کیهانی و انرژی تاریک: بدترین پیش‌بینی در تاریخ فیزیک

کشف انتقال به تابش سرخ نور از منابع دور و در نتیجه انبساط جهان توسط ستاره‌شناس معروف ادوین هابل در دهه ۱۹۳۰ آلبرت انیشتین را مجبور کرد تا عاملی به نام ثابت کیهانی (λ) را از معادله‌های خود حذف کند.

وقتی انیشتین فرمول نسبیت عام را در سال ۱۹۱۵ ارائه کرد، از اینکه نشان می‌داد جهان باید در حال انبساط یا انقباض باشد، شگفت‌زده شده بود. از آن‌جایی که این فیزیکدان بزرگ مانند بسیاری در آن زمان طرفدار ایده یک جهان با حالت پایدار بود، این یافته یک مشکل بود.

انیشتین برای حل این مشکل λ ، یک عامل فرضی را معرفی کرد که بعدها آن را به‌ عنوان بزرگ‌ترین اشتباه خود توصیف کرد. این عامل فرضی  یک ضدگرانش برای متعادل کردن گرانش و اطمینان از این بود که جهان مدل‌سازی‌شده پایدار است و در حال گسترش یا انقباض نیست.

بنابراین، ثابت کیهانی به سطل زباله کیهانی انداخته شد ولی مدت طولانی در آن باقی نماند. کشف سرعت رو به افزایش انبساط جهان حتی از کشف هابل نیز شگفت‌انگیزتر بود و کیهان‌شناسان را مجبور کرد تا ثابت کیهانی λ را نجات دهند. امروزه از λ برای نمایش اثر انرژی تاریک استفاده می‌شود، شکل جدیدی از «ضدگرانش» که کیهان را به‌ جای ثابت نگه داشتن از هم جدا می‌کند.

متاسفانه، ثابت کیهانی λ برای کیهان‌شناسان امروزی مثل انیشتین یا شاید حتی بیشتر، دردسرساز شده است. مظنون اصلی λ در حال حاضر انرژی خلا خود فضا است که در واقع فشار منفی بر اجرام کیهانی وارد می‌کند. این یعنی انرژی تاریک در همه جا یکسان است ولی یک مشکل بزرگ در این توضیح وجود دارد.

بین مقدار زیاد انرژی خلا پیشنهادشده توسط نظریه کوانتومی و مقدار λ ارائه‌شده توسط مشاهده تفاوت زیادی وجود دارد. برآورد نظری این انرژی فضای خالی با کمک نظریه میدان کوانتومی حدودا ۱۲۰ ^ ۱۰ × ۱ (۱ با ۱۲۰ صفر) بزرگ‌تر از مقدار λ است که اخترشناسان با مشاهده انتقال به سرخ ابرنواخترها در کیهان مشاهده می‌کنند.

 به‌ همین دلیل است که تخمین λ از نظریه میدان کوانتومی توسط برخی از دانشمندان بدترین پیش‌بینی نظری در تاریخ فیزیک نامیده می‌شود. در همین راستا، اصلاح این رشته از فیزیک و پیشرفت‌های ما در نجوم کمکی به رفع این نابرابری نمی‌کند، بلکه آن را تقویت می‌کند.

چرا انرژی تاریک اینقدر دردسرساز است؟

کشف انبساط جهان توسط هابل جامعه علمی را از جمله انیشتین شوکه کرد. با این‌ حال درک این موضوع که این انبساط در حال شتاب گرفتن است و چیزی به نام انرژی تاریک وجود دارد، واقعا برای فیزیکدانان نگران‌کننده‌تر بود.

این کشف قبل از اواخر دهه ۱۹۹۰ رخ داد، یعنی زمانی که فیزیکدانان تصور می‌کردند همه اشکال ماده و انرژی نیروی گرانش دارند و بنابراین، انبساط جهان در نهایت به ‌لطف تاثیر گرانش آهسته‌تر خواهد شد.

کشف انرژی تاریک و انبساط فزاینده جهان این باور را کاملا تغییر داد. برای درک اینکه چرا این موضوع برای فیزیکدانان دردسرساز است، یک قیاس ساده دیگر را در نظر بگیرید. فرض کنید کودکی را روی تاب هل می‌دهید. فشار اولیه‌ای که وارد می‌کنید مشابه همان چیزی است که دوره اولیه انبساط سریع یا به‌ اصطلاح بیگ بنگ را شروع کرد. تاب در قوس خود به حداکثر معینی می‌رسد که مشابه انبساط سریع فوری است که مشخصه بیگ بنگ است. سپس، شروع به کند شدن می‌کند و کودک و تاب به‌ آرامی متوقف می‌شوند.

تخمین زده می‌شود که تورم اولیه بین ۳۲ - ^ ۱۰ و ۳۳ - ^ ۱۰ ثانیه پس از بیگ بنگ متوقف شده باشد ولی انبساط برای میلیاردها سال پس از آن هرچند بسیار کندتر، ادامه دارد. در این دوره از کیهان، گرانش نیروی غالب بود که باعث به‌ وجود آمدن ساختارهای بزرگ‌تر مثل ستاره‌ها، کهکشان‌ها و خوشه‌های کهکشانی شد. سپس بین ۳ تا ۷ میلیارد سال پیش، این اتفاق جالب رخ داد که انرژی تاریک بر گرانش غلبه کرد و جهان دوباره به‌ سرعت منبسط شد.

دوباره قیاس تاب را در نظر بگیرید. شروع این دومین دوره انبساط مثل این بود که ناگهان و بدون اعمال فشار بیشتر، سرعت تاب بیشتر شود و به نقطه اوج برسد، طوری که انگار گرانش را به چالش می‌کشد. کاری که انرژی تاریک با تار و پود فضازمان در این عصر تحت سلطه انرژی تاریک جهان انجام می‌دهد، مشابه همین فشار خیالی است. اگر نگران هستید که با افزایش سرعت برای کودک روی تاب چه اتفاقی می‌افتد، متوجه خواهید شد که کیهان‌شناسان چقدر نگران تاثیر انرژی تاریک روی سرنوشت جهان هستند.

چرا درک انرژی تاریک مهم است؟

درک انرژی تاریک برای ساختن یک مدل دقیق از نحوه تکامل جهان در طول زمان، شکلی که به خود می‌گیرد و نحوه پایان یافتن آن، اهمیت زیادی دارد. منشا و سرنوشت جهان توسط چگالی بحرانی آن تعیین می‌شود که مرکز اخترفیزیک و ابر محاسبات Swinburne آن را به‌ عنوان «چگالی متوسط ماده لازم برای متوقف شدن انبساط جهان پس از مدت نامحدود» تعریف کرده است.

اگر چگالی ماده/انرژی جهان با چگالی بحرانی برابر باشد، جهان از نظر هندسی مثل یک ورق کاغذ صاف است. در یک جهان تحت سلطه ماده، چگالی بحرانی بین چگالی موردنیاز یک جهان سنگین در حال فروپاشی و چگالی جهان نوری است که تا ابد منبسط می‌شود.

محتوای کل کیهان بدون انرژی تاریک تنها حدود ۳۰درصد از چیزی است که برای یک جهان مسطح موردنیاز است. اگر جهان توسط بیگ بنگ ایجاد شده باشد، این هندسه‌ای است که باید داشته باشد. زیرا تورم اولیه جهان را از نظر هندسی مثل یک ورق کاغذ صاف کرده است. اضافه کردن انرژی تاریک به بودجه انرژی و جرم جهان به‌ اندازه کافی آن را بالا می‌برد تا جهان تخت باشد و در ساده‌ترین مدل‌های تورم کیهانی، چگالی جهان را به چگالی بحرانی نزدیک می‌کند.

قبل از معرفی انرژی تاریک، کیهان‌شناسان تصور می‌کردند که در نهایت کشش گرانش بر انبساط کیهان غلبه خواهد کرد. این می‌تواند به چند پایان احتمالی برای جهان منجر شود که یکی از آن‌ها مه‌‌رمب است. بر اساس این نظریه، جهان شروع به انقباض می‌کند و درون خود فرو می‌ریزد. شتاب انبساط جهان این ایده را رد می‌کند. اگر انرژی تاریک به شتاب دادن به انبساط کیهان ادامه دهد، به‌ جای انقباض بزرگ، سرنوشت آن ممکن است یک شکاف بزرگ باشد.

در این سناریو، انرژی تاریک در نهایت بر تمامی نیروهای بنیادی جهان، گرانش، الکترومغناطیس و نیروهای هسته‌ای قوی و ضعیف، غالب می‌شود. در نتیجه هر چیزی که در حال حاضر توسط این نیروها به هم متصل شده‌اند یعنی کهکشان‌ها، سیاره‌ها، انسان‌ها و حتی پروتون‌ها و نوترون‌هایی که اتم‌ها را می‌سازند، از هم می‌پاشند.

نتیجه

این جهان مملو از شگفتی هاست که ماده تاریک و انرژی تاریک جزوی از آن هستند. کیهان عجایبی زیادی را در خود جای داده است که دانشمندان و ستاره شناسان با مطالعه و بررسی توسط ابزار علم نجوم مانند تلسکوپ در پی کشف شگفتی ها هستند. شما هم میتوانید با خرید تلسکوپ از رصد آسمان و شگفتی های آن لذت ببرید. خرید تلسکوپ در سایت موسسه طبیعت آسمان شب با بهترین قیمت و کیفیت بسیار آسان و راحت امکان پذیر است.

منبع: سایت موسسه طبیعت آسمان شب و انرژی تاریک چیست؟

 سن جهان تقریبا ۱۳.۸ میلیارد سال است ولی سن دقیق آن هنوز مشخص نیست. آنچه می‌دانیم این است که جهان به احتمال زیاد کمتر از ۱۴ میلیارد سال قدمت دارد. ماموریت‌های مختلف در تحقیق‌های خود تخمین‌های متفاوتی را به ‎‌دست آورده‌اند. داده‌های ماموریت پلانک آژانس فضایی اروپا که بین سال‌های ۲۰۰۹ تا ۲۰۱۳ جمع‌آوری شد، نشان می‌دهد که جهان ۱۳.۸۲ میلیارد سال قدمت دارد.

بر اساس مشاهده‌های تلسکوپ کیهان‌شناسی آتاکاما در شیلی، سن کیهان چند صد میلیون سال کمتر و ۱۳.۷۷ میلیارد سال، برآورد شده است. با این‌ حال، ستاره‌شناسان دانشگاه کاردیف در بریتانیا معتقد هستند که بی‌ثباتی در این اندازه‌گیری با سن به‌ دست‌آمده توسط ماموریت پلانک مطابقت دارد.

اگر اندازه‌گیری‌های بحث‌برانگیز نرخ انبساط کیهان درست باشد، کیهان ممکن است جوان‌تر باشد. نبود قطعیت به این دلیل نیست که روش‌های موجود برای اندازه‌گیری سن جهان بد هستند، بلکه هنوز چیزهایی درباره جهان وجود دارد که نمی‌دانیم.

یک قرن پیش فرض بر این بود که جهان ابدی و ایستا است. سپس در سال ۱۹۲۴، «ادوین هابل» با استفاده از بزرگ‌ترین تلسکوپ جهان در آن زمان یعنی تلسکوپ ۱۰۰ اینچی (۲.۵ متری) هوکر در رصدخانه مونت ویلسون در کالیفرنیا، کشف کرد که تقریبا همه کهکشان‌ها در حال دور شدن از ما هستند. جهان در حال انبساط است و این پیامدهای عمیقی دارد.

اگر انبساط جهان کهکشان‌ها را از هم دور می‌کند، بنابراین در گذشته باید به هم نزدیک‌تر بوده باشند. اگر انبساط را به‌ اندازه کافی به عقب برگردانیم، هر کهکشانی باید از یک نقطه در فضا و زمان منشا گرفته باشد. این نقطه بیگ بنگ است، یعنی لحظه‌ای که جهان ایجاد شد. یک جهان در حال انبساط نمی‌تواند ابدی باشد، ولی باید تاریخ شروع قطعی داشته باشد. بدون یک ساعت کیهانی که بتوان به آن رجوع کرد، اخترشناسان مجبور هستند سن جهان را کشف کنند و تلاش‌های آن‌ها همچنان ادامه دارد.

آیا ممکن است جهان بیش از ۱۴ میلیارد سال قدمت داشته باشد؟

بعید است که جهان بیش از ۱۴ میلیارد سال سن داشته باشد. اگر جهان قدیمی‌تر باشد، باید مدل استاندارد کیهان‌شناسی، به‌ اصطلاح لامبدا سی دی ام را که جهان در حال گسترش فعلی ما را توصیف می‌کند، کنار بگذاریم. همچنین، شواهد دیگری وجود دارد که نشان می‌دهد عمر جهان کمتر از ۱۴ میلیارد سال است. مثلا دورترین ستاره‌ها و کهکشان‌ها که تا ۱۳.۵ میلیارد سال پیش وجود داشته‌اند، جوان و از نظر شیمیایی نابالغ به نظر می‌رسند. این دقیقا همان چیزی است که انتظار داریم کمی بعد از تشکیل آن‌ها و کیهان ببینیم.

جهان قابل‌ مشاهده چقدر بزرگ است؟

یک تصور غلط رایج این است که چون هیچ چیزی در فضا سریع‌تر از سرعت نور حرکت نمی‌کند، شعاع جهان قابل‌ مشاهده باید برابر با سن جهان یعنی تقریبا ۱۳.۸ میلیارد سال باشد. با این‌ حال، در واقعیت جهان قابل‌ مشاهده، منطقه‌ای از فضا که نور آن برای رسیدن به ما زمان داشته است، ۴۶.۵ میلیارد سال نوری است. این چطور ممکن است؟

در حالیکه سرعت نور حداکثر سرعت ممکن در فضا است، خود فضا چنین محدودیت سرعتی را ندارد. دورترین نقاط جهان مرئی بسیار سریع‌تر از سرعت نور از ما دور می‌شوند و به جهان قابل‌مشاهده اجازه متورم شدن می‌دهند. کهکشانی که نور آن ۱۳.۵ میلیارد سال پیش آغاز شد، مثل کهکشانی که توسط تلسکوپ فضایی جیمز وب مشاهده شد، اکنون بسیار دورتر است. زیرا از زمانی که آن نور از آن خارج شد، فضا گسترش پیدا کرده است.

کیهان در مقایسه با زمین چقدر قدمت دارد؟

کیهان با عمر تقریبا ۱۳.۸ میلیارد سال، قدمت بسیار بیشتری نسبت به زمین دارد. بر اساس روشی به نام تاریخ‌سنجی رادیومتریک که میزان واپاشی رادیواکتیو ایزوتوپ‌ها را در یک نمونه اندازه‌گیری می‌کند تا سن آن را تعیین کند، سن زمین ۴.۵ میلیارد سال برآورد شده است.

قدیمی‌ترین سنگ‌های روی زمین ۴.۲ میلیارد سال سن دارند. سنگ‌های قدیمی‌تر از طریق تکتونیک صفحه بازیافت شده‌اند. دانشمندان تاریخ‌سنجی رادیومتریک را روی سنگ‌های ماه و شهاب‌سنگ‌ها نیز انجام داده‌اند و تمامی داده‌ها نشان می‌دهند که سن منظومه شمسی، از جمله زمین و تمام سیاره‌ها، ۴.۵ میلیارد سال است.

آیا ستاره‌هایی با عمر بیشتر از کیهان وجود دارند؟

ادعاهایی وجود دارد که تعداد کمی از ستاره‌ها پیرتر از کیهان به‌ نظر می‌رسند. این غیرممکن به‌ نظر می‌رسد ولی اگر درست باشد، به این معنی است که کیهان‌شناسی استاندارد اشتباه است. یکی از این ستاره‌های معروف متوشالح است که به‌ طور دقیق‌تر با نام HD 140283 شناخته می‌شود و در فاصله ۱۹۰ سال نوری از ما قرار دارد. این ستاره حاوی چند عنصر سنگین‌تر از هیدروژن و هلیوم اولیه‌ای است که از آن تشکیل شده و ستاره‌شناسان در ابتدا عمر آن را ۱۶ میلیارد سال تخمین زدند.

با این‌ حال، به‌ جای نادرست بودن کیهان‌شناسی، محتمل‌تر است که درک ما از فرایند پیر شدن ستاره‌ها کاملا درست نباشد. تحلیل‌های بعدی مدل‌های چرخه عمر ستاره‌ها را ارتقا داده و یک مقاله علمی اخیر در این زمینه سن متوشالح را حدود ۱۲ میلیارد سال تعیین کرده است.

چگونه سن جهان را با استفاده از تابش زمینه کیهانی (CMB) اندازه‌گیری می‌کنیم؟

در طول چند صد هزار سال اول کیهان، جهان مثل یک سوپ داغ و پلاسمایی از ذره‌های باردار و تشعشع بود. در این سوپ، ماده تاریک به‌ عنوان جرم غالب کیهان، شروع به کشیده شدن به هم کرد و دانه‌های گرانشی کهکشان‌ها و خوشه‌ها را تشکیل داد.

همان‌ طور که امواج عظیمی در کیهان موج می‌زدند، پلاسما همراه با آن‌ها کشیده می‌شد و به اطراف می‌چرخید. درست مثل اقیانوس، ترکیبی از موج‌های بلند و کوتاه وجود داشت.

در چهارصد هزار سال، جهان به‌ اندازه‌ کافی سرد شد تا پلاسما خنثی شود. در این زمان، الکترون‌ها به پروتون‌ها پیوستند و اولین اتم‌های هیدروژن را ایجاد کردند. در نتیجه، جهان شفاف شد و تابش آزادانه در آن جریان پیدا کرد. امروزه این تابش را به عنوان تابش زمینه کیهانی می‌بینیم. امواجی که در کیهان اولیه وجود داشتند در این تابش به‌‌ شکل تغییرهای دمایی کوچک هستند.

کیهان‌شناسان بر اساس فیزیک گرانش و پلاسما قادر هستند اندازه و ترکیب امواج در جهان اولیه را محاسبه کنند. با این‌ حال، نحوه مشاهده این امواج روی زمین به چگونگی گسترش جهان در سیزده میلیارد سال گذشته، به‌ ویژه به انحنای فضا و نرخ انبساط که توسط ثابت هابل تعیین شده است، بستگی دارد.

بنابراین، با مقایسه اندازه زاویه‌ای که می‌بینیم با نحوه درک ما از رفتار این امواج پلاسما، چیزی که می‌آموزیم ثابت هابل است.

اندازه‌گیری CMB ثابت هابل ۶۷ کیلومتر در ثانیه در هر مگاپارسک است. با اندازه‌گیری نور ابرنواخترها، اخترشناسان به مقدار متفاوت ۷۳ کیلومتر در ثانیه در هر مگاپارسک می‌رسند. بسته به اینکه کدام درست است، چه تاثیری روی سن جهان دارد؟

در نظریه‌های کیهان‌شناسی، ثابت هابل عددی است که مقیاس جهان را تعیین می‌کند. با فرض برابر بودن فاکتورهای دیگر، ثابت هابل بزرگ‌تر عموما به‌ معنای جهان جوان‌تر است.

بنابراین، جهانی با ثابت هابل km/s/Mpc ۷۳ حدود ۹۲درصد سن یک جهان با ثابت هابل ۶۷ است (۱۲.۶ میلیارد سال در مقابل ۱۳.۸ میلیارد سال). مشکل واقعی تنش هابل نیست، بلکه قطعیت در این اندازه‌گیری‌ها است.

تفاوت ثابت هابل معمولا زیاد است، بنابراین این دو عدد از نظر آماری همپوشانی دارند. ادعاهای کنونی این است که بی‌ثباتی‌ها در حال حاضر به‌ اندازه‌ای کوچک هستند که دو سنی که به‌ دست می‌آوریم سازگار نیستند. بنابراین یک مشکل ساده (مثل دست کم گرفتن بی‌ثباتی‌ها) یا عمیق (چیزی عجیب در حال رخ دادن در جهان است) وجود دارد.

اخیرا، مقاله‌ای توسط راجندرا گوپتا از دانشگاه اتاوا منتشر شده است که در آن استدلال می‌کند بررسی کهکشان‌های دور با JWST، وجود ستاره‌هایی که ظاهرا بیشتر از ۱۳.۸ میلیارد سال عمر دارند و پدیده‌ای به نام «نور خسته» نشان می‌دهد که عمر جهان در واقع ۲۶.۷ میلیارد سال است. آیا این نظریه جدید الزام‌های نظریه‌هایی را که تلاش می‌کنند مدل استاندارد کیهان‌شناسی را که در کتابچه راهنمای انقلاب کیهانی ارائه کرده‌اید به چالش بکشند، برآورده می‌کند؟

این مدل کیهانی جدید پیچیدگی قابل‌ توجهی را برای حل مساله کهکشان‌های بزرگ در جهان اولیه اضافه می‌کند. آیا این پیچیدگی واقعا قابل‌توجیه است؟

بیشتر کیهان‌شناسان احساس می‌کنند که مشاهده‌های JWST احتمالا به ایرادهای ایده‌های ما درباره شکل‌گیری کهکشان‌ها در مراحل اولیه کیهان اشاره می‌کنند و نه مشکلی در خود جهان. همچنین، ویژگی‌های اضافه‌شده مانند نور خسته، با مشاهده‌ها مطابقت ندارند. به یاد داشته باشید، اگر قرار باشد یک کیهان‌شناسی پیشنهادی جدید را جدی بگیریم، باید همه مشاهده‌های قبلی و جدید را توضیح دهد. این مدل جدید هنوز این کار را نکرده است و احتمالا نخواهد کرد.

چگونه عمر جهان را می‌دانیم؟

مهم‌ترین نکته درباره جهان در حال انبساط این است که هرچقدر یک کهکشان دورتر باشد، سریع‌تر از ما دور می‌شود. هابل و ستاره‌شناس و کشیش بلژیکی «ژرژ لومتر»، به‌طور مستقل این رابطه را از نظر ریاضی کمیت‌سنجی کردند که به‌عنوان قانون هابل-لومتر شناخته می‌شود.

این قانون می‌گوید سرعتی که یک کهکشان از ما دور می‌شود، برابر است با فاصله کهکشان ضرب در ثابت تناسب (ثابت هابل یا H0) که نرخ انبساط جهان را نشان می‌دهد. اگر مقدار دقیق H0 را داشته باشیم، می‌توانیم تاریخ جهان را به عقب برگردانیم و زمان وقوع بیگ بنگ را محاسبه کنیم.

بنابراین، برای محاسبهH0  باید قادر به اندازه‌گیری فاصله از کهکشان‌ها و سرعت عقب‌نشینی آن‌ها (سرعت دور شدن از ما) باشیم. برای اندازه‌گیری فاصله از کهکشان‌های دور از «شمع‌های استاندارد» استفاده می‌کنیم. شمع‌های استاندارد اجرامی هستند که درخشندگی استاندارد و به‌ راحتی قابل‌پیش‌بینی دارند. دو نمونه خوب عبارتند از ستاره‌های متغیر دلتا قیفاووسی و ابرنواخترهای نوع یکم ای.

ستاره‌های متغیر دلتا قیفاووسی که توسط ستاره‌شناس هاروارد به اسم «هنریتا سوان لیویت» در اوایل قرن بیستم کشف شدند، نوعی ستاره‌ تپنده هستند که تپش آن‌ها باعث تغییر درخشندگی آن‌ها به‌ صورت دوره‌ای می‌شود. لیویت متوجه شد هر چه دوره تغییر ستاره طولانی‌تر باشد، روشن‌تر است.

بین دوره تغییر ستاره‌ متغیر دلتا قیفاووسی و درخشندگی ذاتی آن یک رابطه مستقیم وجود دارد. بنابراین وقتی این ستاره را در آسمان شب مشاهده می‌کنیم، زمان بین اوج‌های روشنایی آن را اندازه‌گیری می‌کنیم تا حداکثر درخشندگی ذاتی آن را کشف کنیم. سپس چون می‌دانیم چقدر باید روشن باشد، این روشنایی را با میزان روشن یا کم‌نور بودن آن در آسمان شب مقایسه می‌کنیم تا فاصله آن را تعیین کنیم.

ابرنواخترهای نوع یکم ای نیز همین‌طور هستند. آن‌ها انفجار کوتوله‌های سفید یعنی بقایای ستاره‌ای بسیار متراکم هستند و درخشندگی قابل استانداردسازی دارند. از آن‌ جایی ‌که ابرنواخترها بسیار درخشان‌تر از ستاره‌های قیفاووسی هستند، می‌توان از آن‌ها برای تعیین فاصله تا کهکشان‌ها در محدوده بسیار بیشتر استفاده کرد.

سرعت کهکشانی را که با انبساط کیهانی از ما دور می‌شود، می‌توان از انتقال به سرخ آن اندازه‌گیری کرد. هرچه کهکشان از ما دورتر باشد، نور آن بیشتر به قرمز منتقل می‌شود. همچنین هرچه کهکشان دورتر باشد، سرعت عقب‌نشینی آن بیشتر است. بنابراین، انتقال به سرخ به‌ شدت به سرعت عقب‌نشینی وابسته است.

ستاره‌شناسان فاصله و سرعت عقب‌نشینی میلیون‌ها کهکشان را اندازه‌گیری می‌کنند و سپس اعداد به‌ دست‌آمده را در قانون هابل-لمایر قرار می‌دهند تا نرخ انبساط جهان را محاسبه کنند. در ادامه بر اساس این نرخ، زمان کیهانی را به عقب برمی‌گردانند تا سن کیهان را پیدا کنند.

تنش هابل

یک راه دیگر برای اندازه‌گیری سن کیهان اندازه‌گیری تابش زمینه کیهانی (CMB)، تابش باقی‌مانده از بیگ بنگ، است. جهان در ۳۸۰ هزار سال اول به‌ قدری داغ و متراکم بود که فوتون‌های منتشرشده توسط بیگ بنگ به دام افتاده بودند و مدام الکترون‌های آزاد را پراکنده می‌کردند.

وقتی جهان به‌ اندازه‌ای سرد شد که هسته‌های اتم بتوانند بیشتر الکترون‌ها را جذب کنند و اتم‌های کاملی را تشکیل دهند، این فوتون‌ها توانستند بدون مانع در فضا حرکت کنند.

در نتیجه این اتفاق، جهان شفاف شد و تشعشعی که پس از ۳۸۰ هزار سال منتشر شد، همان چیزی است که ما امروز به‌ عنوان CMB می‌بینیم. انبساط جهان CMB را به طول موج‌های مایکروویو در ۲.۷۳ درجه بالاتر از صفر مطلق سرد کرده است.

دانشمندان با مطالعه نوسان‌های دما در CMB که ناشی از توزیع اولیه ماده و ماده تاریک است، می‌توانند چگالی ماده و انرژی در جهان و مقدار H0 را اندازه‌گیری کنند. سپس می‌توانند این ارقام را در معادله فریدمن قرار دهند که نسبیت عام را در انبساط جهان در نظر می‌گیرد. نتیجه به‌ دست‌ آمده سن جهان را نشان می‌دهد.

ماموریت پلانک که بین سال‌های ۲۰۰۹ و ۲۰۱۳ انجام شد، دقیق‌ترین تصویر را از CMB ارائه کرده و H0 را ۶۷ کیلومتر در ثانیه در هر مگاپارسک محاسبه کرده است. به‌ عبارت دیگر، هر ۱ میلیون پارسک فضا (۱ پارسک برابر با ۳.۲۶ سال نوری است. بنابراین، ۱ میلیون پارسک ۳.۲۶ میلیون سال نوری است) در هر ثانیه ۶۷ کیلومتر منبسط می‌شود. دانشمندان بر اساس این عدد استنباط کردند که جهان ۱۳.۸ میلیارد سال سن دارد.

با این‌ حال، ستاره‌شناسان با استفاده از شمع‌های استاندارد مانند متغیرهای قیفاووسی و ابرنواخترهای نوع یکم ای، سرعت H0 را ۷۳ کیلومتر در ثانیه در هر مگاپارسک محاسبه کرده‌اند. این تفاوت به تنش هابل معروف است و هیچ‌کس نمی‌داند که چرا نرخ انبساط بسته به نحوه اندازه‌گیری آن متفاوت است.

اگر ۷۳ درست باشد، سن جهان صدها میلیون سال کمتر است. این مساله مشکل‌ساز است، زیرا در این صورت ستاره‌هایی وجود دارند که پیرتر از کیهان به‌ نظر می‌رسند. با فرض اینکه تنش هابل یک خطای اندازه‌گیری نیست، دانشمندان گمان می‌کنند که برای توضیح دادن آن به فیزیک نوین نیاز داریم.

کیهان چند ساله خواهد شد؟

دانستن اینکه بیگ بنگ چه زمانی رخ داده است، سن کنونی جهان را به ما می‌گوید. سوال این است که کیهان چند ساله خواهد شد؟ آیا پایانی خواهد داشت؟

کیهان‌شناسان مطمئن نیستند که چه اتفاقی خواهد افتاد. همه چیز به ماهیت انرژی تاریک، نیروی اسرارآمیزی که باعث انبساط شتابان جهان می‌شود، بستگی دارد. اگر این انبساط بی‌وقفه ادامه پیدا کند، پایان جهان زودتر از آنچه انتظار داریم به‌ شکل یک شکاف بزرگ که در آن بافت فضا از هم پاشیده می‌شود، حدود ۲۲ میلیارد سال دیگر رخ خواهد داد.

با این‌ حال اگر انرژی تاریک ضعیف شود و شتاب کاهش پیدا کند یا حتی متوقف شود، جهان عمر طولانی‌تری خواهد داشت. اگر جهان به‌ طور پیوسته به انبساط خود ادامه دهد یا با نیروی انقباضی گرانش به تعادل برسد، احتمالا می‌تواند برای همیشه زنده بماند.

بعد از ۲ تریلیون سال، همه کهکشان‌های فراتر از ابرخوشه محلی ما که از نظر گرانشی محدود شده‌ است، بر فراز افق کیهانی ناپدید می‌شوند. جایی که جهان با چنان سرعتی در حال گسترش است که حتی نور هم نمی‌تواند به آن برسد.

تقریبا ۱۰۰ تریلیون سال دیگر، شکل‌گیری ستاره‌ها به پایان خواهد رسید. در حدود ۴۳ ^ ۱۰ سال دیگر (یعنی ۱ با ۴۳ صفر)، پروتون‌های درون هسته‌های اتم شروع به فروپاشی می‌کنند که نشان‌دهنده پایان ماده خواهد بود. سرانجام پس از حدود ۱۰۰ ^ ۱۰ سال (معروف به گوگول)، حتی سیاهچاله های بسیار پرجرم نیز تبخیر می‌شوند و تنها چیزی که باقی می‌ماند فوتون، نوترینو، الکترون و احتمالا ماده تاریک خواهد بود.

اگر به‌ هر نحوی انرژی تاریک خاموش شود که امکان آن وجود دارد اگر انرژی تاریک میدان انرژی متغیری به نام میدان اسکالار باشد، گرانش می‌تواند دوباره بر جهان مسلط شود و کاری کند که دوباره به حالت مه‌رمب برگردد. با‌ این‌ حال، معلوم نیست این اتفاق چه زمانی ممکن است رخ دهد.

نتیجه

نتیجه می گیریم که عمر کیهان همان کمتر از 14 میلیارد سال می تواند باشد و خیلی نظرات و راه ها برای اندازه گیری سن جهان پیشنهاد شده است. تلسکوپ نیز در تشخیص سن جهان توانست کمک های زیادی را به دانشمندان کند و در خصوص اندازه گیری سن کیهان توانست نظریه های جدیدی را ایجاد کند. شما هم اگر علاقمند به نجوم و فضا دارید می توانید با خرید تلسکوپ از رصد آسمان و شگفتی های آن لذت ببرید. شما می توانید خرید تلسکوپ مد نظر خود را در سایت موسسه طبیعت آسمان شب با بهترین قیمت و کیفیت تجربه کنید.

منبع: سایت موسسه طبیعت آسمان شب و سن جهان چقدر است؟

 کوتوله های سفید اجرامی هستند که وقتی ستاره‌هایی مثل خورشید سوخت خود را به‌ طور کامل مصرف کنند، باقی می‌مانند. این اجساد ستاره‌ای متراکم و کم نور در واقع آخرین مرحله قابل‌ مشاهده تکامل ستاره‌های با جرم کم و متوسط هستند.

به‌ گفته ناسا، در حالیکه بیشتر ستاره‌های پرجرم در نهایت به ابرنواختر تبدیل می‌شوند، یک ستاره با جرم کم یا متوسط، با جرم کمتر از حدود ۸ برابر خورشید، در نهایت به یک کوتوله سفید تبدیل خواهد شد. به‌ گفته محققان، تقریبا ۹۷درصد از ستاره‌های کهکشان راه شیری در نهایت به کوتوله سفید تبدیل خواهند شد.

به‌ گفته دانشگاه ایالتی نیومکزیکو (NMSU)، یک کوتوله سفید در مقایسه با خورشید ما جرم کربن و اکسیژن مشابه دارد، اگر چه اندازه آن بسیار کوچک‌تر و تقریبا مشابه زمین است.

طبق گفته ناسا، دمای کوتوله سفید می‌تواند از ۱۰۰ هزار کلوین فراتر رود (که حدود ۱۷۹۵۰۰ درجه فارنهایت است). با وجود دمای بالا، کوتوله های سفید درخشندگی کمی دارند. زیرا بسیار کوچک هستند. برای آشنایی بیشتر با این پدیده جذاب، تا انتهای مقاله با ما همراه باشید.

نحوه به‌وجود آمدن کوتوله های سفید

ستاره‌های رشته اصلی، از جمله خورشید، از ابرهای غبار و گاز تشکیل شده‌اند که توسط گرانش کنار هم قرار گرفته‌اند. نحوه تکامل ستاره‌ها در طول عمرشان به جرم آن‌ها بستگی دارد. پرجرم‌ترین ستاره‌ها با جرمی هشت برابر خورشید یا بیشتر، هرگز به کوتوله سفید تبدیل نخواهند شد. در عوض، کوتوله های سفید در پایان عمر خود در یک ابرنواختر خشن منفجر می‌شوند و یک ستاره نوترونی یا سیاه‌چاله از خود باقی می‌گذارند.

با  این‌ حال، ستاره‌های کوچک‌تر مسیر آرام‌تری را طی می‌کنند. ستاره‌های با جرم کم تا متوسط مانند خورشید، در نهایت به غول‌های قرمز متورم می‌شوند. سپس لایه‌های بیرونی خود را در حلقه‌ای به نام سحابی سیاره‌ای می‌ریزند (دانشمندان در ابتدا فکر می‌کردند که سحابی‌ها شبیه سیاره‌هایی مانند نپتون و اورانوس هستند). هسته‌ای که باقی می‌ماند یک کوتوله سفید خواهد بود، یعنی پوسته‌ای از یک ستاره که در آن همجوشی هیدروژنی رخ نمی‌دهد.

ستاره‌های کوچک‌تر مانند کوتوله‌های سرخ، به حالت غول سرخ نمی‌رسند. آن‌ها به‌ سادگی تمام هیدروژن خود را می‌سوزانند و این فرایند را با تبدیل شدن به یک کوتوله سفید کم‌رنگ خاتمه می‌دهند. با این‌ حال، تریلیون‌ها سال طول می‌کشد تا یک کوتوله‌ سرخ سوخت خود را مصرف کند که بسیار بیشتر از عمر ۱۳.۸ میلیارد ساله جهان است. بنابراین، هیچ کوتوله‌ سرخی هنوز به کوتوله سفید تبدیل نشده است. 

ویژگی‌های کوتوله سفید

وقتی سوخت یک ستاره تمام می‌شود، دیگر فشار رو به بیرون ناشی از فرایند همجوشی را تجربه نمی‌کند و به سمت درون خود فرو می‌ریزد. بر اساس دایره‌المعارف نجوم دانشگاه سوینبرن استرالیا، کوتوله های سفید تقریبا جرم مشابه خورشید و شعاع هم‌اندازه زمین دارند. در نتیجه در کنار ستاره‌های نوترونی و سیاه‌چاله‌ها، از متراکم‌ترین اجرام در فضا هستند.

به‌گفته ناسا، گرانش روی سطح یک کوتوله سفید ۳۵۰ هزار برابر گرانش زمین است. یعنی یک فرد ۱۵۰ پوندی (۶۸ کیلوگرمی) روی زمین، روی سطح یک کوتوله سفید ۵۰ میلیون پوند (۲۲.۷ میلیون کیلوگرم) وزن خواهد داشت.

کوتوله های سفید به این چگالی باورنکردنی می‌رسند، زیرا آن‌قدر فشرده فرو می‌ریزند که الکترون‌هایشان به هم کوبیده می‌شوند و چیزی را تشکیل می‌دهند که «ماده تباهیده» نامیده می‌شود. 

ستاره‌های سابق تا زمانی به فروپاشی ادامه می‌دهند که خود الکترون‌ها فشار به سمت بیرون کافی برای متوقف کردن فروپاشی فراهم کنند. هر چه جرم بیشتر باشد، کشش به سمت داخل بیشتر است. بنابراین، یک کوتوله سفید با جرم بیشتر شعاع کمتری نسبت به همتای کم‌جرم خود دارد. در نتیجه، هیچ کوتوله سفیدی پس از ریختن بیشتر جرم خود در مرحله غول سرخ نمی‌تواند از ۱.۴ برابر جرم خورشید بیشتر باشد.

وقتی یک ستاره متورم شده و به یک غول سرخ تبدیل می‌شود، نزدیک‌ترین سیاره‌های خود را می بلعد. با این‌ حال، بعضی از آن‌ها زنده می‌مانند. فضاپیمای اسپیتزر ناسا نشان داد که حداقل ۱ تا ۳درصد از ستاره‌های کوتوله سفید اتمسفر آلوده دارند که نشان می‌دهد مواد سنگی در آن‌ها افتاده است.

«جی فریحی»، محقق کوتوله سفید در دانشگاه لستر در انگلستان، به سایت Space.com گفت: «در جست‌وجوی سیاره‌های مشابه زمین، سیستم‌های متعددی را شناسایی کرده‌ایم که کاندیدای عالی برای نگهداری از آن‌ها هستند. وقتی این سیاره‌ها به‌ عنوان کوتوله های سفید باقی بمانند، قابل‌ سکونت نخواهند بود ولی امکان دارد قبلا در دوره‌ای حیات روی آن‌ها وجود داشته است.»

در یک مورد هیجان‌انگیز، محققان ماده سنگی را هنگام سقوط به درون کوتوله سفید مشاهده کردند. «بوریس گانسیکه»، اخترشناس دانشگاه وارویک در انگلستان، به Space.com گفت: «این هیجان‌انگیز و غیرمنتظره است که می‌توانیم این نوع تغییر شگرف را در مقیاس‌های زمانی انسانی ببینیم.»

سرنوشت یک کوتوله سفید

بسیاری از کوتوله های سفید در تاریکی نسبی محو می‌شوند و در نهایت تمام انرژی خود را از دست می‌دهند و به‌ اصطلاح به کوتوله‌ های سیاه تبدیل می‌شوند. در مقابل، آن‌هایی که منظومه مشترکی با ستاره‌های همدم دارند ممکن است به سرنوشت دیگری دچار شوند. اگر کوتوله سفید بخشی از یک سیستم دوتایی باشد، ممکن است بتواند مواد را از ستاره همدم به سطح خود بکشد. این افزایش جرم کوتوله سفید نتایج جالبی خواهد داشت.

یک احتمال این است که جرم اضافه‌شده می‌تواند باعث فروپاشی کوتوله سفید به یک ستاره نوترونی بسیار چگال‌تر شود. نتیجه انفجاری‌تر دیگر، ابرنواختر نوع یکم ای است. همان‌طور که کوتوله های سفید مواد را از ستاره همدم به سمت خود می‌کشد، دما افزایش می‌یابد و در نهایت باعث ایجاد یک واکنش فرار می‌شود که در یک ابرنواختر خشن منفجر می‌شود و کوتوله سفید را نابود می‌کند. این فرایند به‌ عنوان «مدل انحطاط منفرد» ابرنواختر نوع یکم ای شناخته می‌شود.

در سال ۲۰۱۲، محققان توانستند از نزدیک پوسته‌های گاز پیچیده‌ای را که یک ابرنواختر نوع یکم ای را احاطه کرده بود، با جزئیات دقیق ببینند. «بنجامین دیلدی»، نویسنده اصلی این مطالعه و ستاره‌شناس در شبکه تلسکوپ جهانی رصدخانه لاس کامبرس در کالیفرنیا به space.com گفت: «ما برای اولین بار واقعا شواهد دقیقی از پیش‌ساز یک ابرنواختر نوع یکم ای را دیدیم.»

اگر همدم به‌ جای یک ستاره فعال، کوتوله های سفید دیگری باشد، دو جسد ستاره‌ای با هم ادغام می‌شوند و آتش‌بازی آغاز می‌شود. این فرایند به‌ عنوان «مدل انحطاط دوگانه» ابرنواختر نوع یکم ای شناخته می‌شود.

در مواقع دیگر، کوتوله های سفید ممکن است کافی مواد از همدم خود بگیرد تا برای مدت کوتاهی در یک نوا یعنی یک انفجار بسیار کوچک‌تر، مشتعل شود. از آن‌جایی‌ که کوتوله سفید دست‌نخورده باقی می‌ماند، وقتی به نقطه بحرانی رسید، می‌تواند چند بار این روند را تکرار کند و بارها و بارها ستاره در حال مرگ را به زندگی برگرداند.

«پرزمک مروز»، ستاره‌شناس دانشگاه ورشو لهستان، به Space.com گفت: «آن‌ها درخشان‌ترین و متداول‌ترین فوران‌های ستاره‌ای در کهکشان هستند و معمولا با چشم غیرمسلح می‌تواند مشاهده‌شان کرد.»

نتیجه

ستاره شناسان و اخترشناسان در مورد کوتوله های سفید مطالبی را بررسی کرده اند که ما در این مقاله به چند نمونه این مطالعات اشاره کردیم. شما هم میتوانید همزمان با مطالعه این مطالب آسمان را بوسیله تلسکوپ تماشا کنید و این شگفتی ها را ببینید. خرید تلسکوپ در انواع مدل با بهترین قیمت و کیفیت در موسسه طبیعت آسمان شب امکان پذیر است. اگر می خواهید خرید تلسکوپ را با خیالی راحت و آسوده خرید کنید حتما به سایت ما مراجعه کنید.

 منبع: سایت موسسه طبیعت آسمان شب و کوتوله های سفید حقایقی در مورد بقایای متراکم ستاره ‌ها

 باد خورشیدی، جریانی مداوم از پروتون‌ها و الکترون‌های بیرونی‌ترین لایه خورشید به اسم «تاج» است. به‌ گفته مرکز پیش‌بینی آب و هوای فضایی سرویس ملی هواشناسی (SWPC)، این ذره‌های باردار در حالت پلاسما با سرعتی از حدود ۲۵۰ مایل (۴۰۰ کیلومتر) در ثانیه تا ۵۰۰ مایل (۸۰۰ کیلومتر) در ثانیه، در منظومه شمسی می‌وزند.

وقتی باد خورشیدی به زمین می‌رسد، انبوهی از ذره‌های باردار را به داخل مغناطیس کره و در امتداد خطوط میدان مغناطیسی زمین، به سمت قطب‌ها می‌فرستد. برهم‌کنش این ذره‌ها با جو زمین شفق‌های درخشانی را در بالای مناطق قطبی ایجاد می‌کند. تا انتهای این مقاله با ما همراه باشید تا این پدیده را بهتر بشناسید.

کشف باد خورشیدی

وجود باد خورشیدی برای اولین بار توسط اخترفیزیکدان پیشگام به اسم «یوجین پارکر»، پیشنهاد شد که ماموریت کاوشگر خورشیدی پارکر ناسا به افتخار او نام‌گذاری شده است. پارکر در سال ۱۹۵۷ به‌ عنوان استادیار در دانشگاه شیکاگو مشغول کار بود که متوجه شد تاج فوق گرم خورشید از نظر تئوری باید ذره‌های باردار را با سرعت بالا ساطع کند. این گرمای شدید یکی از مرموزترین جنبه‌های رفتار خورشید است و فیزیکدانان خورشیدی هنوز به‌ طور دقیق نمی‌دانند که چرا جو خورشید از سطح آن داغ‌تر است.

نظریه پارکر توضیح می‌دهد که در تاج خورشید، پلاسما به‌ طور مداوم گرم می‌شود و دمای این ناحیه به ۳.۵ میلیون درجه فارنهایت (۲ میلیون درجه سانتی‌گراد) می‌رسد. در نهایت، پلاسما به‌ قدری داغ می‌شود که گرانش خورشید دیگر نمی‌تواند آن را نگه دارد. بنابراین، پلاسما به‌ عنوان باد خورشیدی به فضا پرتاب می‌شود و میدان مغناطیسی خورشید را نیز همراه خود می‌کشد.

نظریه پارکر در آن زمان به‌ طور گسترده مورد انتقاد قرار گرفت. پارکر می‌گوید: «اولین داور مقاله گفت پیشنهاد می‌کنم پارکر به کتابخانه برود و قبل از اینکه بخواهد مقاله‌ای درباره موضوعی بنویسد، آن را مطالعه کند. زیرا این کاملا مزخرف است.»

شواهد پشتیبانی‌کننده از این نظریه در نهایت توسط اخترفیزیکدان، «سوبرامانیان چاندراسخار»، ارائه شد که ده‌ها سال بعد رصدخانه پرتو ایکس چاندرا ناسا به افتخار او نام‌گذاری شد. اگرچه چاندراسخار به ایده ذره‌ها علاقه‌ای نداشت، نظریه پارکر را پذیرفت. زیرا نتوانست هیچ مشکلی در محاسبه‌های ریاضی او پیدا کند.

سپس در سال ۱۹۶۲، فضاپیمای مارینر ۲ ناسا وجود ذره‌های باد خورشیدی را در طول سفر به زهره شناسایی کرد. علاوه‌بر جریان‌های ثابت باد خورشیدی، خورشید گاهی مقادیر زیادی از ذره‌های باردار را یک‌باره دفع می‌کند. این رویداد که به‌ عنوان فوران پر یا خروج جرم از تاج خورشیدی (CME) شناخته می‌شود، می‌تواند باعث ایجاد طوفان‌های ژئومغناطیسی در محیط اطراف زمین شود که با منظره زیبای شفق قطبی مرتبط هستند. این رویداد همچنین ممکن است باعث خراب شدن شبکه‌های برق، شبکه‌های مخابراتی و ماهواره‌هایی شود که دور زمین می‌چرخند. 

باد خورشیدی تا کجا می‌وزد؟

باد خورشیدی در منظومه شمسی بسیار فراتر از مدار پلوتون می‌رود و حباب بزرگی به نام هلیوسفر را تشکیل می‌دهد. به‌گفته ناسا، همان‌طور که هلیوسفر حرکت می‌کند، شبیه یک بادنمای کیسه‌ای است. طبق بیانیه آژانس فضایی اروپا، نزدیک‌ترین مرز هلیوسفر حدود ۱۰۰ واحد نجومی از خورشید است. یک واحد نجومی، میانگین فاصله زمین تا خورشید و معادل تقریبا ۹۳ میلیون مایل یا ۱۵۰ میلیون کیلومتر است.

هلیوسفر به‌ عنوان یک سپر محافظ عمل می‌کند و از ما در برابر پرتوهای کیهانی متشکل از ذره‌های پرانرژی که می‌توانند به سلول‌های زنده آسیب برسانند، دفاع می‌کند.

پرتوهای کمیک خارج از منظومه شمسی ما تولید شده و تقریبا با سرعت نور شعله‌ور می‌شوند. بدون حباب محافظ، این قطعه‌های اتم پرانرژی بی‌وقفه زمین را بمباران می‌کردند. ریچارد مارسدن فیزیکدان می‌گوید: «بدون هلیوسفر، زندگی بدون تردید به‌ طور متفاوتی تکامل پیدا می‌کرد و شاید اصلا تکامل پیدا نمی‌کرد.»

سرعت باد خورشیدی چقدر است؟

اگر چه باد خورشیدی به‌ طور مداوم از خورشید می‌وزد، ویژگی‌های آن مانند چگالی و سرعت در طول چرخه ۱۱ ساله فعالیت خورشید متفاوت است. در طول این چرخه، تعداد لکه‌های خورشیدی، سطوح تشعشع و جزر و مد مواد خارج‌شده از حداکثر خورشیدی به حداقل خورشیدی می‌رسد.

این تغییرها بر خواص باد خورشیدی، از جمله قدرت میدان مغناطیسی، سرعت حرکت، دما و چگالی آن تاثیر می‌گذارند. طبق گزارش وب‌سایت پیش‌بینی هوای فضا یعنی SpaceWeatherLive.com، میانگین سرعت ثابت باد خورشیدی در زمین حدود ۱۹۰ مایل (۳۰۰ کیلومتر) در ثانیه است.

فضاپیمای مارینر ۲ هنگام عبور از کنار زهره نه تنها وجود باد خورشیدی را تشخیص داد، بلکه دو جریان متمایز باد خورشیدی را نیز شناسایی کرد که یکی سریع و دیگری کند بود. به‌ گفته ناسا، جریان آهسته حدود ۲۱۵ مایل بر ثانیه گزارش شد، در حالیکه جریان سریع سرعتی دو برابر آن داشت.

منشا جریان سریع باد خورشیدی در سال ۱۹۷۳ با استفاده از تصاویر اشعه ایکس گرفته‌شده از تاج خورشیدی توسط ایستگاه فضایی اسکای‌لب شناسایی شد. عامل بادهای سریع خورشیدی سوراخ‌های تاجی هستند. این سوراخ‌ها مناطق خنک‌تر خورشید با ساختار خط میدان مغناطیسی باز هستند که به باد خورشیدی اجازه می‌دهد تا نسبتا به‌ آسانی فرار کند. 

بادهای خورشیدی بسیار سریع ممکن است در طی رویدادهای خروج جرم از تاج خورشیدی (CME) ایجاد شوند. طبق گزارش SpaceWeatherLive.com، در طول CME، سرعت باد می‌تواند به بیش از ۶۰۰ مایل (۱۰۰۰ کیلومتر) در ثانیه برسد.

با وجود سرعت‌ خیره‌کننده‌ بعضی از جریان‌های باد خورشیدی، باد خورشیدی کندتر است که دانشمندان را گیج کرده است. «جیم کلیمچاک»، فیزیکدان خورشیدی در مرکز پرواز فضایی گودارد ناسا در شهر گرین‌بلت ایالت مریلند، در بیانیه‌ای گفت: «باد خورشیدی کند از جنبه‌های زیادی یک راز بزرگ‌تر است.»

ماموریت اولیس ناسا که در سال ۱۹۹۰ به فضا پرتاب شد، هنگام پرواز در اطراف قطب‌های خورشید سرنخ‌هایی را از منشا جریان بادهای آهسته جمع‌آوری کرد. این فضاپیما کشف کرد که در دوره‌های حداقل فعالیت خورشیدی، باد خورشیدی عمدتا از استوای خورشید منشا می‌گیرد.

طبق بیانیه ناسا درباره کاوشگر خورشیدی پارکر و تولد باد خورشیدی، همان‌طور که چرخه خورشیدی به سمت حداکثر خود پیش می‌رود، ساختار باد خورشیدی از دو سیستم متمایز، سریع در قطب‌ها و کند در استوا، به یک جریان مخلوط و ناهمگن تغییر می‌کند.

کاوشگر خورشیدی پارکر در طول ماموریت هفت ساله خود با هدف رصد خورشید به بررسی این معما خواهد پرداخت. کلیمچاک می‌گوید: «این نوید بزرگی برای آشکار کردن یک درک جدید بنیادی است.

تاثیرهای باد خورشیدی

تاثیرهای ستاره بادخیز ما در سراسر منظومه شمسی احساس می‌شود. «نیکی فاکس»، مدیر بخش هلیوفیزیک در مقر ناسا می‌گوید: «به‌ نظر من، اگر خورشید عطسه کند، زمین سرما می‌خورد. زیرا ما همیشه تاثیر اتفاق‌هایی را که روی خورشید رخ می‌دهد، به ‌لطف باد خورشیدی حس می‌کنیم.»

باد خورشیدی عامل منظره خیره‌کننده نور شفق در اطراف مناطق قطبی است. در نیمکره شمالی این پدیده را شفق‌های شمالی (aurora borealis) می‌نامند، در حالیکه این پدیده در نیمکره جنوبی به شفق‌های جنوبی (aurora australis) معروف است.

اگر سرعت بادهای خورشیدی به‌ اندازه کافی زیاد باشد، طوفان‌های ژئومغناطیسی ایجاد می‌شوند که می‌تواند منجر به گسترش شفق‌های قطبی تا فواصل نزدیک‌تر به استوا در مقایسه با شرایط جوی فضایی آرام‌تر شود.

طوفان‌های ژئومغناطیسی همچنین می‌توانند ماهواره‌ها و شبکه‌های برق را ویران کنند و یک عامل خطر برای فضانوردان در فضا باشند. در طول این طوفان‌ها، فضانوردان در ایستگاه فضایی بین‌المللی باید وارد سرپناه شوند، تمام پیاده‌روی‌های فضایی متوقف شده و ماهواره‌های حساس تا پایان طوفان تشعشع خاموش می‌شوند.

اسپیس‌ایکس آسیب‌های ناشی از آب‌و‌هوای فضا را تجربه کرده است. در فوریه سال ۲۰۲۲، طوفان ژئومغناطیسی ۴۰ ماهواره استارلینک را به ارزش بیش از ۵۰ میلیون دلار نابود کرد. 

از آن‌ جایی که ماهواره‌های استارلینک در مدارهای بسیار کم ارتفاع (بین ۶۰ تا ۱۲۰ مایل یا ۱۰۰ تا ۲۰۰ کیلومتر) رها می‌شوند، برای غلبه بر نیروی پسار به موتورهای سوار بر خود متکی هستند. این ماهواره‌ها تا ارتفاع نهایی حدود ۳۵۰ مایل (۵۵۰ کیلومتر) بالا می‌روند.

در طول طوفان ژئومغناطیسی، جو زمین انرژی طوفان‌ها را جذب می‌کند، گرم شده و به سمت بالا منبسط می‌شود. این فرایند منجر به یک ترموسفر بسیار متراکم‌تر می‌شود که از حدود ۵۰ مایل (۸۰ کیلومتر) تا تقریبا ۶۰۰ مایل (۱۰۰۰ کیلومتر) بالای سطح زمین گسترش می‌یابد.

ترموسفر متراکم‌تر به‌ معنای کشش بیشتر است که می‌تواند برای ماهواره‌ها مشکل‌ساز باشد. در فوریه ۲۰۲۲، چند ماهواره استارلینک که به‌ تازگی رها شده بودند، نتوانستند بر کشش افزایش‌یافته ناشی از طوفان ژئومغناطیسی غلبه کنند و شروع به سقوط به زمین کردند و در نهایت در جو سوختند.

آب‌وهوای خورشیدی می‌تواند عواقب بسیار گرانی داشته باشد. بنابراین درک بیشتر این رویدادها، نظارت بر آن‌ها و تلاش برای پیش‌بینی آن‌ها اهمیت زیادی دارد. دانشمندان با مطالعه باد خورشیدی تلاش می‌کنند آب‌وهوای فضا را بهتر بشناسند و پیش‌بینی‌های آن را بهتر کنند. ناسا می‌گوید: «ما نمی‌توانیم آب‌وهوای فضا را نادیده بگیریم ولی می‌توانیم اقدام‌های مناسبی برای محافظت از خود انجام دهیم.»

دانشمندان چگونه باد خورشیدی را مطالعه می‌کنند؟

ماموریت‌های هلیوفیزیک روی مطالعه خورشید و تاثیر آن بر منظومه شمسی، از جمله تاثیرهای باد خورشیدی، متمرکز هستند. به‌گفته ناسا، هدف از این ماموریت‌ها درک همه چیز، از نحوه شکل‌گیری جو سیاره‌ها گرفته تا تاثیر آب‌وهوای فضا بر فضانوردان و فناوری نزدیک زمین و فیزیکی که جایگاه ما در فضا را تعریف می‌کند، است.

درک محیط خورشیدی کار راحتی نیست و به‌ همین دلیل است که ناوگان کاملی از ماموریت‌های فضایی به درک خورشید و رفتار آن اختصاص داده شده است. این ماموریت‌ها را می‌توان در مجموع به‌ عنوان یک رصدخانه واحد یعنی رصدخانه سیستم هلیوفیزیک (HSO)، در نظر گرفت.

HSO از چند فضاپیمای خورشیدی، هلیوسفر، زمین‌فضا و سیاره‌ای تشکیل شده است. این فضاپیماها عبارتند از کاوشگر خورشیدی پارکر در ماموریتی جسورانه برای لمس کردن خورشید، رصدخانه خورشیدی و هلیوسفر (SOHO) که تلاش مشترک بین ناسا و آژانس فضایی اروپا (ESA) است، رصدخانه روابط زمینی خورشیدی (STEREO) متشکل از دو رصدخانه تقریبا یکسان که یکی جلوتر از مدار زمین و دیگری در عقب قرار دارد و در نهایت، مدارگرد خورشیدی ESA که برای اولین بار به مناطق قطبی ناشناخته خورشید نگاه می‌کند.

  نتیجه

باید بدانیم که در منظومه شمسی اگر اتفاقی برای خورشید بیفتد آن اتفاق تاثیراتی روی زمین خواهد داشت. این تاثیرات بوسیله بادهای خورشیدی به سمت زمین می آید. همه این مطالعات و نظریات بوسیله دانشمندان ارائه شده است. دانشمندان نیز بوسیله تلسکوپ و مشاهده فضا توانسته اند به این نظریات برسند. اگر شما هم علاقمند به رصد آسمان و اتفاقات آن هستید پیشنهاد می کنیم خرید تلسکوپ را در اولویت قرار دهید تا از تماشای شگفتی های آسمان لذت ببرید. خرید تلسکوپ در موسسه طبیعت آسمان شب با بهترین قیمت و کیفیت امکان پذیر است.

 منبع: سایت موسسه طبیعت آسمان شب و باد خورشیدی چیست و چگونه روی زمین اثر می‌گذارد؟