خرید از شما هدیه از ما

فروش ویژه کارت شارژ ایرنسل *رایتل*همراه اول همراه با قرعه کسی روزانه

http://pcfa.1000charge.com/

http://pcfa.1000charge.com/

http://pcfa.1000charge.com/

با قیمت واقتی...... سرعت بالا در خرید و پرداخت

متصل به شبکه شتاب ....

از خرید لذت ببرید.

منتظرتان هستیم.

پیروز و سربلند باشید.

پی سی فا  هزار شارژ باهزاران جایزه در قرعه کشی روزانه منتظر شماست.

http://pcfa.1000charge.com/

http://pcfa.1000charge.com/

http://pcfa.1000charge.com/

مجموعه کامل 800 جلد کتب نجوم و کیهانشناسی

قیمـتـــ : 16,500 تومـان
  
سری مستند علمی جهانهای موازی

قیمـتـــ : 6,500 تومـان
  
مجموعه مستند سخت ترین تعمیرات جهان

قیمـتـــ : 12,500 تومـان
  
سری کامل مستند علمی فراتر از انسان با دوبله فارسی

قیمـتـــ : 12,500 تومـان
  
سری کامل مستند علمی طرح بزرگ استیفن هاوکینگ

قیمـتـــ : 6,500 تومـان
  
سری مستند علمی عصر فضا با دوبله فارسی

قیمـتـــ : 6,500 تومـان
  
مجموعه مستند شگفتی های دنیای امروزی

قیمـتـــ : 9,500 تومـان
  
سری کامل مستند علمی علم به زبان ساده

قیمـتـــ : 9,500 تومـان
  
سری کامل مجموعه مستند علمی ار رویا تا اختراع

قیمـتـــ : 9,500 تومـان
  
مجموعه مستند علمی دانش محض

قیمـتـــ : 9,500 تومـان
  
سری کامل مستند از افسانه تا تاریخ، با دوبله فارسی

قیمـتـــ : 11,500 تومـان
  
سری کامل مجموعه مستندهای متافیزیک و علوم غریبه، پک شماره2

قیمـتـــ : 11,500 تومـان
  
سری کامل مجموعه مستندهای متافیزیک و علوم غریبه، پک شماره1

قیمـتـــ : 11,500 تومـان
  
مجموعه 60 مستند علمی با دوبله فارسی 2

قیمـتـــ : 23,500 تومـان
  
مجموعه 60 مستند علمی با دوبله فارسی 1

قیمـتـــ : 23,500 تومـان
  
مستند علمی سفر در زمان به همراه هدیه ویژه

قیمـتـــ : 6,500 تومـان
  
سری کامل مجموعه مستند کیهان با دوبله فارسی

قیمـتـــ : 9,500 تومـان
  
مجموعه گلچین مستندهای تخت گاز

قیمـتـــ : 17,500 تومـان
  


1


تاریخ : یکشنبه 12 خرداد 1392 | 05:46 ب.ظ | نویسنده : physicfa | نظرات

آیا جهانهای موازی واقعا وجود دارند؟ نوعی از جهانهای موازی می تواند وجود داشته باشد که باعث سر درگمی اینشتین شده بود و هنوز هم برای فیزیکدانان دردسرساز است. این جهان موازی کوانتومی است که با مکانیک کوانتومی عادی پیش بینی می شود. پارادوکس های فیزیک کوانتومی گویی آنقدر حل ناشدنی اند که برنده ی نوبل ریچارد فاینمن دوست داشت بگوید که هیچکس واقعا از نظریه کوانتوم سر در نمی آورد.
گزنده ترین مثال این معما عبارت است از مسئله مشهور « گربه شرودینگر » ( 1 ) . شرودینگر با گفتن اینکه « اگر کسی مجبور شود که سراغ این پرسش کوانتومی لعنتی برود، آنگاه تاسف می خورم که چرا در این کار دست داشته ام » پاردوکس گربه شرودینگر به این قرار است: گربه ای در جعبه ای سر بسته گذاشته می شود. درون جعبه تفنگی به سمت گربه نشانه روی شده ( و ماشه ی آن به شمارنده ی گایگری در کنار تکه ای اورانیوم متصل است. ) بطور عادی زمانی که اتم اورانیوم واپاشی کند، شمارنده ی گایگر و سپس ماشه ی تفنگ را بکار می اندازد و گربه کشته می شود. اتم اورانیوم می تواند واپاشی کند یا نکند. گریه یا زنده است یا مرده. عقل سلیم چنین می گوید.اما در نظریه کوانتوم، با اطمینان نمی دانیم که اورانیوم واپاشی کرده باشد. پس مجبوریم دو احتمال را جمع بزنیم، تابع موج اتم واپاشی کرده به اضافه ی تابع اتم دست نخورده. اما این بدین معناست که، برای توصیف گربه، مجبوریم دو حالت گربه را جمع بزنیم. پس گربه نه زنده است نه مرده. جانور، بصورت مجموع گربه ی زنده و مرده ارائه می شود!

همانطور که فاینمن زمانی نوشت: مکانیک کوانتومی ( 2 )، از دیدگاه عقل سلیم، طبیعت را بی معنی توصیف می کند و این کاملا با آزمایش همخوانی دارد. پس امیدوارم که شما طبیعت را به همین صورت بی معنی بپذیرید. از دیدگاه اینشتین و شرودینگر این چرندی بیش نبود.

universes

در نگاه نخست مفهوم کیهانشناسی کوانتومی گویی عبارتی متناقض است: نظریه ی کوانتومی به جهان بی نهایت ریز اتم اشاره دارد، حال آنکه کیهان شناسی به کل جهان باز می گردد. ولی به این توجه کنید: در لحظه ی بیگ بنگ، جهان بسیار کوچک تر از الکترون بود. هر فیزیکدانی با این موافق است که الکترونها باید کوانتیده باشند، یعنی آنها با یک معادله ی موج احتمالاتی ( معادله دیراک ) ( 3 ) توصیف می شوند و می توانند در حالت هایی موازی وجود داشته باشند. بنابراین اگر الکترون ها باید کوانتیده باشند، و اگر جهان زمانی کوچکتر از الکترون بوده است، آنگاه جهان نیز باید در حالت های موازی وجود داشته باشد، نظریه ای که بطور طبیعی با رهیافت « چند جهانی » ( 4) ختم می شود.
جهان به سادگی در حالت های موازی وجود دارد که همگی یک تابع موج اصلی موسوم به « تابع موج جهان » تعریف می شوند. در کیهان شناسی کوانتومی جهان از افت و خیز کوانتومی خلاء سر بر آورده است، یعنی بصورت حبابی کوچک در کف فضا- زمان. بیشتر بچه جهانها در کف فضا- زمان دارای بیگ بنگ هستند و پس از آن فورا داری بیگ کرانچ می شوند. به همین دلیل است که ما هرگز آنها را نمی بینیم، زیرا آنها بسیار کوچک هستند و عمر کوتاهی دارند. یعنی « هیچ چیز » جوشان از بچه جهانهایی است که به وجود می آیند و از بین می روند، ولی در مقیاسی آنچنان کوچک که با دستگاههای ما آشکارسازی نمی شوند.
استیون هاوکینگ ادعا می کند که جهان ما، جهان ویژه ای است. زیرا تابع موج جهان برای جهان ما بزرک است و تقریبا برای بیشتر دیگر جهانها برابر صفر است. این نظریه که جهان ما از « هیچ چیز » کف فضا-زمان به وجود آمده، شاید آزمون ناپذیر باشد ولی با چندین مشاهده ی ساده سازگار است.

نخست: بسیاری از فیزیکدانان خاطر نشان که بسیار شگفت آور است که مقدار کل بارهای مثبت و منفی در جهان ما دست کم با صحت آزمایشی دقیقا صفر می شود. این امر را که گرانش در فضای بیرونی نیروی غالب است بدیهی می دانیم، ولی دلیل آن تنها این است که بارهای مثبت و منفی دقیقا همدیگر را خنثی می کنند. یک راه ساده برای توضیح این پرسش وجود دارد و که فرض کنیم جهان ما از هیچ چیز به وجود آمده و هیچ چیز دارای بار صفر است.

دوم، جهان ما اسپین صفر دارد. اگر چه کورت گودل سال ها کوشید نشان دهد که جهان، با جمع زدن اسپین ( 5 ) کهکشانهای مختلف دارای اسپین است، امروزه اخترشناسان عقیده دارند که اسپین کل جهان صفر است. اگر گیتی از هیچ چیز آمده باشد، توضیح این پدیده آسان می شود چون هیچ چیز اسپین ندارد.

سوم، آمدن جهان ما از هیچ چیز به تشریح این نکته کمک می کند که چرا مقدار کل ماده – انرژی جهان چنین اندک یا حتی صفر است. هنگامی که ما انرژی مثبت ماده و انرژی منفی همراه گرانش را جمع بزنیم، گویی آنها همدیگر را خنثی می کنند.




طبقه بندی: فیزیك، کوانتوم،

تاریخ : چهارشنبه 17 مهر 1392 | 10:24 ب.ظ | نویسنده : physicfa | نظرات

نظریه چند جهانی((Multiverse ))یکی از عجیبترین و دور از ذهن ترین نتایج نسبیت و نظریه ریسمانهاست. در دنباله آزمایشی موسوم به آزمایش یانگ را در رابطه به جهان های موازی بررسی میکنیم. ماجرا از اینجا آغاز شد که  ریچارد فاینمن در آزمایشهای دو شکاف ( 1 )خود در زمینه پراش نور به حقیقت عجیبی دست پیدا کرد. همینطور که میدانیم در پدیده پراش وقتی چند فوتون از روزنه ای عبور میکنند به علت خاصیت موجی میتوانند با هم تداخل کنند و اثر یکدیگر را خنثی و یا تقویت کنند و به همین دلیل ما در پرده جلوی روزنه به جای یک دایره روشن دوایر روشن و تاریک را بطور متوالی می بینیم دوایر تاریک جائی هستند که فوتونها به آنجا نمیرسند چون تحت تاثیرتداخل با یک فوتون دیگر قرار گرفته اند.

Richard Feynman



ادامه مطلب
تاریخ : چهارشنبه 17 مهر 1392 | 10:16 ب.ظ | نویسنده : physicfa | نظرات

محاسبه قدر ستاره‌ای : منجمین اولیه موقعیت ستاره‌ها بر كره آسمانی و درخشندگی مشاهده شده آنها را ثبت نمودند. اولین فهرست موجود از ستاره‌ها توسط منجم یونانی هیپاركوس در سال‌های 130 تا 160 میلاد نوشته شد. بطلمیوس پس از افزودن ستاره‌هایی چند به این فهرست آن را در اثر مشهوری به نام الماجست در سال 150 پس از میلاد چاپ كرد كه نام 1028 ستاره را دربر می‌گرفت. هیپاركوس ستاره‌های رویت‌پذیر با چشم غیر مسلح را از لحاظ قدر، به شش گروه طبقه‌بندی كرده‌بود. درخشان‌ترین آنها با قدر 1 و كم‌نورترین آنها با قدر 6 گروه‌بندی شده بودند. پس از اندازه‌گیری‌های دقیق درخشندگی ستاره‌ها در قرن نوزدهم، معلوم شد كه به طور متوسط، ستاره‌های دارای یك قدر معین، حدود 2/5 برابر درخشان‌تر از گروه كم‌نورتر بعدی هستند و ستاره‌های دارای قدر یك، 100 برابر درخشان‌تر از ستاره‌های دارای قدر شش می‌باشند.

NGC2170Barnard_Davis900
(این نكته كه تفاوت‌ها در قدر ستاره‌ها از نسبت یكسانی برخوردار بوده، نمایانگر این حقیقت است كه عكس‌العمل چشم انسان به نور بیشتر لگاریتمی است تا خطی)
در سال 1854، نورمن پوگسن در آكسفورد، با تعریف اختلاف قدر پنج قسمتی (یعنی بین اولین و ششمین قدر) در یك نسبت درخشانی 100، مقیاس قدر را بر اساس كمی بنا نهاد.
اگر ضریب درخشانی اختلاف قدر را R تعریف كنیم، در این صورت، ستاره‌ای با قدر پنجم، R برابر روشن‌تر از ستاره‌ای با قدر ششم است. به همین ترتیب، ستاره‌ای با قدر چهارم، R*R برابر روشن‌تر از ستاره‌ای با قدر ششم و همچنین ستاره‌ای با قدر اول R*R*R*R*R برابر روشن‌تر از ستاره‌ای با قدر ششم خواهد بود. با این وجود مطابق تعریف پوگسن، این مقدار باید برابر با 100 باشد، در نتیجه R می‌بایست ریشه پنجم 100 باشد كه برابر است با 2/512

تعریف: ضریب درخشانی بین دو ستاره كه قدر ظاهری ‌آن‌ها یك درجه با هم متفاوت است، 2/512 می‌باشد.

با تعریف این مقیاس، لازم بود نقطه مرجعی برای آن در نظرگرفته شود. پوگسن ابتدا ستاره‌ قطبی را ستاره مرجع در نظرگرفت. اما مدتی بعد دریافت كه این ستاره، ستاره‌ای متغیر است. بنابراین ستاره وگا را نقطه مرجع قرار داد و قدر آن را نیز صفر تعریف كرد. (امروزه برای تعریف نقطه مرجع از روش پیچیده‌تری استفاده می‌شود).

قدر ظاهری:

لازم است به این نكته توجه شود كه قدر مشاهده شده یك ستاره اطلاعاتی در مورد روشنی ذاتی آن به ما نمی‌دهد. ستاره‌ای كه در آسمان به نظر نورانی می‌رسد، می‌تواند ستاره كم‌نوری باشد كه اتفاقا بسیار نزدیك به خورشید یا ستاره درخشان دیگری كه در فاصله دورتری واقع است، قرار گرفته است. در نتیجه به این قدرها اصطلاحاً قدر ظاهری گفته می‌شود.
نكته: قدر ظاهری بصری به روشنی مشاهده شده، توسط ابزاری كه داری طول موج یكسان با جشم انسان می‌باشند، بستگی دارد.
قدر ظاهری را می‌توان در باند موج‌های خاصی، همچون قرمز یا آبی نیز اندازه‌گیری نمود و چنین اندازه‌گیری‌هایی می‌تواند رنگ یك ستاره را نیز به ما بگوید. (در آینده مفصل به این مبحث می‌پردازیم).
بعضی ستاره‌ها و اجرام فلكی دیگر نظیر خورشید، ماه و سیارات، بسیار روشن‌تر از وگا هستند و بنابراین می‌توانند قدر ظاهری منفی داشته باشند. همچنین قدر می‌تواند به صورت اعشاری باشد، مانند ستاره شعرای یمانی كه دارای قدر 1/5- است. در زیر قدر ظاهری چند اجرام آسمانی را ذكر می‌كنیم
خورشید: 26/7-
ماه كامل: 12/6-
سیاره زهره در روشن‌ترین حالت: 4/4-
روشن‌ترین ستارگان، سیروس و وگا: صفر
محدوده بینایی چشم غیر مسلح: تا قدر 6/5+
محدوده بینایی تلسكوپ 150 میلیمتری: تا قدر 13+
سیاره پلوتو: 15/1+

217877_443124145731608_519932836_n

روش محاسبه قدر:

از تعریف لگاریتمی مقیاس قدر، دور فرمول پدید می‌آید.
اولین رابطه، ضریب روشنی، R دو شیئی كه قدر ظاهری آن‌ها به میزان معین m از یكدیگر متفاوت است را به دست می‌دهد. رجوع شود به فرمول (1-1 شكل).
دومین رابطه: اختلاف قدر دو جسم را به دست می‌دهد كه ضریب روشنی آنها است. می‌توان این رابطه را به ترتیب ذیل از رابطه اول استخراج كرد.
با گرفتن لگاریتم بر مبنای 10، از هر دو طرف فرمول (1-1) رابطه (2-1) به دست می‌آید كه در شكل بیان شده است. (رجوع شود به رابطه (2-1 شكل)).
برای مثال با توجه به قدرهای گفته شده در بالا برای بعضی از اجرام آسمانی می‌توانیم حساب كنیم كه خورشید چقدر از ماه روشن‌تر است. تفاوت قدر این دو عبارت است از
14/1 = 12/6 – 26/7 در نتیجه مقدار 436800 به دست می‌آید. (رجوع شود به رابطه (3-1 شكل)).
این نكته بر توانایی چشم انسان در تحمل درجات مختلف روشنایی، تأكید می‌روزد:
روشنایی ماه كامل در چشم ما شگفت‌انگیز است و در عین حال می‌توانیم نور خورشید را در یك ساحل آفتابی روشن‌تر تحمل كنیم.
به مثالی دیگر توجه كنید:
روشنی ستاره‌ای 10000 برابر كمتر از ستاره وگا با قدر صفر است. قدر این ستاره چقدر است؟
برای این مسئله راه حل سریعی وجود دارد. 10000 برابر است با 100 * 100. در عین حال ضریب 100 روشنایی با قدر 5 است. در نتیجه این ستاره باید 10 درجه كم‌نورتر از وگا باشد و بنابراین دارای قدر دهم است. در صورت استفاده از فرمول همین جواب به دست می‌آید. (رجوع شود به رابطه (4-1 شكل)).




طبقه بندی: نجوم،

تاریخ : چهارشنبه 17 مهر 1392 | 10:13 ب.ظ | نویسنده : physicfa | نظرات

احتمالاً تاکنون چیزهایی درباره جهان های موازی شنیده اید. بر اساس نظریات مطرح در کیهان شناسی، این جهان ها در واقع حوزه های فضا-زمانی مستقلی از جهان ما هستند. این حوزه های فضا-زمانی مستقل در ابعادی فراتر از چهار بُعد فضا-زمانی جهان ما در پهنه بیکران کائنات شناورند.

شاید تصور کنید که همه این جهان ها از جهان ما بسیار دور هستند و در فواصل فراکیهانی نسبت به جهان ما قرار گرفته اند اما لزوماً چنین نیست. هرچند شاید باور نکنید ولی در واقع برخی از این جهان های موازی ممکن است حتی از فاصله‌ای که شما هم‌اکنون از صفحه مانیتور خود دارید هم به شما نزدیک‌تر باشند! اما ببینیم چگونه؟

راز این معمای شگفت انگیز به حدود دو دهه قبل باز میگردد. در سال 1995 میلادی، دو فیزیکدان به نام‌های ادوارد ویتِن (1) از موسسه مطالعات پیشرفته پرینستون آمریکا و پائول تاونسند (2) از دانشگاه کمبریج انگلستان، نسخه‌های مختلف نظریه مشهور اَبَرریسمان را در فیزیک تعمیم داده و با این کار، نظریه جدیدی به نام “نظریه M” را ارائه دادند (M حرف اول واژه “مادر” یا “اسرارآمیز” به زبان انگلیسی است).

بر مبنای نظریه M، کل هستی، یازده بعدی است که ده بعد آن، ابعاد مکانی و یک بعد آن، بعد زمان است (3). این هستی یازده بعدی مجموعاً حوزه نامتناهی و اسرارآمیزی به نام ابرجهان را تشکیل می‌دهد. براساس نظریه M، جهان ما در واقع یک حباب – یا بهتر بگوییم، یک ابرحباب – چهار بعدی شناور در ابرجهان است. اما برمبنای نظریه M علاوه بر ابرحباب جهان ما، اَبَرحباب ها یا جهان‌های بی‌شمار دیگری نیز در گستره ابعاد بالاتر اَبَرجهان شناورند ولی ازآنجائیکه این جهان‌ها در خارج از ابعاد جهان ما واقعند متوجه حضور آنها نمی‌شویم.

Parallel_Universe_by_VisionGfx

برای درک بهتر این موضوع و با توجه به آنکه ذهن بشر نمی‌تواند بیش از سه بعد مکانی را تجسم کند، مسأله را به یک بعد کمتر تقلیل می‌دهیم تا قابل تجسم باشد. فرض کنید جهان ما بجای سه بعدی، دو بعدی بود (مثلاً مثل سطح یک کُره). در این صورت ما انسان ها نیز موجوداتی دو بعدی بودیم که در این جهان یعنی روی سطح این کُره زندگی می‌کردیم. در این مثال، جهان‌های دیگر همانند کُره‌های دیگری هستند که در عرصه بیکران ابرجهان سه بعدی شناورند. آدم‌های دو بعدی هیچ درک و تصوری از بعد سوم ندارند. به همین دلیل هم حتی اگر برخی از این کُرات – یا همان جهان‌های دیگر – به کُره آنها بسیار نزدیک هم باشند، بازهم آنها متوجه حضورشان نخواهند شد. این آدم‌های دو بعدی ممکن است با تلسکوپ‌هایشان قادر باشند تا دوردست‌های روی سطح کُره (جهان) خودشان را هم ببینند ولی از حضور کُرات دیگری که ممکن است حتی بغل گوششان باشند بی‌خبرند. به همین ترتیب ما هم هرچند با تلسکوپ‌های قدرتمند خود می‌توانیم تا مرزهای افق کیهانی جهان خود را رصد کنیم اما از وجود جهان‌های دیگری که ممکن است فقط یک قدم با ما فاصله داشته باشند بی‌خبریم.

بدین ترتیب برمبنای نظریه M در کیهان شناسی نوین، جهان ما با جهان های ناپیدای بیشماری احاطه شده است. این جهان های اسرارآمیز و ناپیدا در واقع ممکن است همان جهان هایی باشند که فلاسفه، حکما و روشن بینان عصر کهن از دیرباز با مضامینی نظیر جهان های غیبی، هفت آسمان و … به وجود آنها اشاره کرده بودند. برخی از این جهان ها ممکن است از جهان ما بسیار دور باشند و برخی دیگر ممکن است در همین یک قدمی جهان ما باشند.

اما آیا روزی سفر به این جهان‌های موازی محقق خواهد شد؟ آیا می‌توان پیامی را به این جهان‌ها ارسال و یا از آنها دریافت کرد؟ آیا این جهان ها بر روی جهان ما تأثیر می گذارند و از جهان ما تأثیر می پذیرند؟ چند جهان دیگر غیر از جهان ما در پهنه کائنات وجود دارد؟ آیا در سایر جهان ها هم مثل جهان ما موجوداتی زندگی می کنند؟…
اینها برخی از سوالات شگفت انگیزی هستند که همچنان ذهن بشر را به چالش می کشند.

پی نوشت:
1- Edward Witten
2- Paul Townsend
3- البته بر اساس برخی از نسخه های ارائه شده از این نظریه، حتی زمان هم بیش از یک بُعد دارد




طبقه بندی: نجوم،

تاریخ : چهارشنبه 17 مهر 1392 | 10:11 ب.ظ | نویسنده : physicfa | نظرات
محاسبه فواصل نجومی:
یکی از مهمترین پارامترهای یک جسم در جهان که برای محاسبه دیگر پارامترهای آن مورد محاسبه قرار می‌گیرد، فاصله آن از ما است. از روی فاصله اجسام می‌توان به اطلاعاتی مهم و اساسی در مورد آنها رسید. از گذشته‌های دور برای محاسبه فاصله اجرام آسمانی روشهایی ابداع شده بود. اما معمولا تمامی آنها در مورد اجرامی دورتر از سیاره‌های مریخ و مشتری جواب نمی‌دادند؛ زیرا دقت بسیار پایینی در ابزار اندازه گیری موجود بود. اما این روشها با گذر زمان پیشرفت کرد و روشهای جدیدی بوجود آمدند. در این مقاله به چهار نمونه از مهمترین روشهای اندازه گیری اشاره می‌کنیم.

اختلاف منظر ظاهری :

انگشتتان را مقابل خود بگیرید، چشم چپ خود را ببندید و با چشم راست به پشت زمینه انگشت خود نگاه کنید حال این کار را با چشم چپ هم انجام دهید. در هر مورد پشت زمینه انگشت شما تغییر می‌کند، زیرا دو چشم شما از هم فاصله دارند و به دلیل اختلاف منظری که باهم دارند زمینه‌های متفاوت را به شما نشان می‌دهند. با این روش می‌توان با داشتن فاصله دو چشم از هم فاصله انگشت را محاسبه کرد، این روش که اختلاف منظر نامیده می‌شود. برای محاسبه فاصله اجرام نزدیک بسیار خوب و ساده است (برای اندازه گیری در ارتش از این روش استفاده می‌شود.)

برای محاسبه جابجایی منظره پشت یک جرم در دو نوبت که معمولا در طرفین مدار زمین است عکس می‌گیرند و جابجایی زاویه‌ای آن را با حالت قبلی مقایسه کرده و بر حسب درجه قوسی بدست می‌آورند. حال با استفاده از معادله زیر به راحتی فاصله را بر حسب واحد نجومی بدست می‌آورند(همانطور که می‌دانید هر واحد نجومی (Au) برابر فاصله زمین تا خورشید یا 150میلیون کیلومتر است). که طبق تعریف هر 206265 واحد نجومی را یک پارسک در نظر می‌گیرند و رابطه را به صورت زیر می‌نویسند. که با محاسبه P (جابجایی ظاهری بر حسب ثانیه) قوس d بدست می‌آید. (P = 1/d (pc

با این روش به دلیل ناتوانی فقط می‌توان تا 100 پارسک را اندازه گیری کرد که با حذف اثر جو به 1000پارسک قابل تغییر است. بنابراین زیاد کاربردی نیست و معمولا در مورد اندازه گیری در منظومه شمسی خودمان استفاده می‌شود.

اختلاف منظر طیفی :

ستارگان بر اساس دمای سطحی و شکل طیفشان ، دسته بندی طیفی می‌شوند که این دسته بندی نوع طیف ستاره را مشخص می‌کند و با دانستن نوع طیف ستاره می‌توان اطلاعاتی از جمله درخشندگی مطلق ستاره را محاسبه کرد. نموداری به نام هرتز پرونگ – راسل (H – R) وجودارد که درخشندگی مطلق ستارگان بسیاری را بر حسب رده بندی طیفی آنها به صورت تجربی و آماری مشخص می‌کند. از روی این نمودار و با طیف نگاری از این ستارگان می‌توان درخشندگی مطلق هر ستاره را مشخص کرد. با بدست آوردن درخشندگی مطلق (L) با استفاده از فرمول ساده‌ای که در مورد درخشندگی مطلق و ظاهری وجود دارد فاصله جرم محاسبه می‌شود.

در این فرمول درخشندگی ظاهری (b) نیز لازم است که بوسیله فوتومتری از روی زمین تعیین می‌شود. به این روش که طیف نگاری مبنای تعیین فاصله است اختلاف منظر طیفی می‌گویند. این روش بدلیل نداشتن دقت کافی و لازم برای ستارگان کم نور و دور دست محدودیتهایی دارد، ولی بهتر از اختلاف منظر ظاهری است. زیرا تا حدود فاصله دهها میلیون پارسک را برای ستارگان پر نور تعیین می‌کند که مزیت بزرگی نسبت به روش قبلی است، اما در مورد خوشه‌ها و کهکشانها با توجه به کم نور بودن ستارگانشان استفاده ار این روش دقت کمی دارد.

استفاده از  و ابر نواختران :

متغیرهای قیفاووسی و ابرنواختران از شاخصهای اندازه گیری فاصله هستند، زیرا تناوب آنها مستقیما با درخشندگی آنها رابطه دارد. متغییرهای قیفاووسی مهمترین ابزار برای محاسبه فاصله کهکشانها هستند. اخیرا ستاره شناسان با استفاده از ابرنواخترهای گروه I) a) می‌توانند فاصله اجرام بسیار بسیار دور را نیز بدست بیاورند. زیرا درخشندگی این ابرنواختران به قدری زیاد می‌شود که می‌توان آنها را از فواصل دور نیز رصد کرد. برای مثال در سال 1992 یک تیم از اخترشناسان از تغییرهای قیفاووسی یک کهکشان به نام IC 4182 برای تعیین فاصله آن از زمین استفاده کردند.

آنها برای این منظور از تلسکوپ فضایی هابل بهره جستند. در 20 نوبت جداگانه از ستارگان آن کهکشان عکسبرداری کردند. با مقایسه عکسها با یکدیگر آنها 27 متغییر را در عکسها شناسایی کردند. با رصدهای متوالی از آن متغییرها توانستند منحنی نوری آنها را رسم کنند، سپس با طیف سنجی ، طیف ستارگان متغییر را مورد بررسی قرار می‌دهند و از روی طیف آن مقدار آهن موجود در متغییر را شناسایی می‌کنند. اگر مقدار آهن زیاد باشد متغییر I) a) است و کم باشد از نوع II است.

از روی منحنی نوری ستاره میانگین قدر ظاهری آن را محاسبه می‌کنند و دوره تناوب آن را بدست می‌آورند. همان گونه که گفتیم دوره تناوب با درخشندگی متغییرها رابطه مستقیم دارد. این رابطه از روی نمودار زیر که یک نمودار تجربی است بدست می‌آید. با قرار دادن دوره تناوب متغییر مورد نظر و دانستن نوع طیف آن (I)یا (II) می‌توان درخشندگی مطلق آن را بدست آورد. از طرفی چون افزایش درخشندگی برای قدر مطلق به صورت لگاریتمی و (در پایه 2.54) تغییر می‌کند. به ازای دانستن نسبت درخشندگی مطلق به درخشندگی خورشید می‌توان قدر مطلق ستاره را محاسبه کرد. حال با دانستن قدر مطلق و قدر ظاهری از روی نمودار منحنی نوری با استفاده از رابطه مودال فاصله ، فاصله بدست می‌آید:

m – M = distance modulus =5 log d – 5

484596_441668445877178_805658710_n

استفاده از قانون هابل :

روش دیگر برای محاسبه فاصله اجرام مخصوصا کهکشانها استفاده از قانون هابل است. در این روش از صورت ریاضی قانون هابل که به صورت زیر است استفاده می‌کنیم:

V = d×H

که درآن v سرعت جسم در راستای دید ما است و H ثابت هابل است. برای محاسبه فاصله کهکشانها و اجرام دور دست سرعت شعاعی (در راستای دید) جرم را بوسیله انتقال به سرخ (red shift) ستاره از روی طیف آن محاسبه می‌کنند. طبق پدیده انتقال به سرخ اگر جسمی از ناظر دور شود انتقال به سرخ و اگر به آن نزدیک شود انتقال به آبی صورت گرفته که مقدار آن از رابطه زیر بدست می‌آید، که در آن Z انتقال به سرخ است. بوسیله رابطه زیر از روی انتقال به سرخ می‌توان سرعت را بدست آورد:

v = C×Z

حال با قرار دادن سرعت در رابطه هابل فاصله بدست می‌آید:

d = C×Z/H

البته روش فوق دقت زیادی ندارد. دلیل آن مشخص نبودن مقدار دقیق ثابت هابل است. زیرا این ثابت با سن جهان رابطه دارد و با توجه به نظریات مختلف مقدار آن تغییر می‌کند. هم چنین وابستگی این عامل به زمان نیز در محاسابت اختلال بوجود می‌آورد. در حال حاضر بهترین روش برای اندازه گیری فاصله اجرام استفاده از ابرنواخترهاست که تا فواصل چند ده مگا پارسکی را با دقت خوبی محاسبه می‌کند.




طبقه بندی: نجوم، فیزیك،

تاریخ : چهارشنبه 17 مهر 1392 | 10:09 ب.ظ | نویسنده : physicfa | نظرات
.: Weblog Themes By BlackSkin :.

تعداد کل صفحات : 88 :: ... 3 4 5 6 7 8 9 ...

شبکه اجتماعی فارسی کلوب | Buy Website Traffic | Buy Targeted Website Traffic