گجت نیوز آخرین اخبار تکنولوژی، علم و خودرو 
هر شب وقتی که به آسمان نگاه می‌کنیم، ستاره‌های بسیاری را می‌بینیم. ستاره‌هایی که فقط با نگاه کردن نمی‌توانیم فاصله‌شان را تشخیص دهیم. چیزی که باعث شد تا یونانیان باستان تصور کنند که همه ستاره‌ها در فاصله یکسانی از زمین قرار گرفته‌اند و همه آنها روی کره‌ای به مرکزیت زمین چسبانده شده‌اند. با اینحال امروزه داستان به شکل دیگری است. اما ستاره‌شناسان فاصله ستاره ها تا زمین را چگونه اندازه‌گیری می‌کنند؟
1. روش اختلاف منظر
خودکاری را برداشته و دستتان را به حالت کشیده نگه دارید. موقعیت خودکار را نسبت به جسمی دورتر در نظر بگیرید و به نوبت یک چشم خود را ببندید. می‌بینید که خودکار نسبت به جسم دورتر کمی تغییر مکان می‌دهد. چرا که هر چشم با زاویه‌ای کمی متفاوت، به خودکار نگاه می‌کند. وقتی هر دو چشمتان باز است، نسبت به فواصل اجسام مختلف درک کاملی پیدا می‌کنید. شکل زیر این موقعیت را نشان می‌دهد:
مغز شما با تحلیل دو تصویر بدست‌آمده از هریکی از چشمانتان و با توجه به زاویه P، فاصله تا جسم مورد نظر را تعیین می‌کند. این روش اندازه‌گیری مسافت، اختلاف منظر نامیده می‌شود.
استفاده از اختلاف منظر در نجوم
مغز شما برای فواصل بسیار دور دیگر نمی‌تواند از این روش استفاده کند. چرا که زاویه P آنقدر کوچک می‌شود که دیگر تغییری در جهت دید ایجاد نمی‌شود. برای استفاده از این روش در نجوم باید فاصله دو چشم (در اینجا تلسکوپ) را افزایش دهیم. می‌توان از دو تلسکوپ در دو سمت قطر زمین استفاده کرد. اما بهتر از آن استفاده از قطر کامل مدار زمین به دور خورشید است. دو تصویری که از آسمان و با فاصله‌ای شش‌ماهه ثبت می‌شود.
در اینجا ستاره نزدیک‌تر نسبت به ستاره‌های دور در تصاویر، حرکت می‌کند. (ستاره‌های خیلی دور ثابت می‌مانند) اینگونه می‌توان زاویه P را محاسبه کرد. شعاع مدار زمین به دور خورشید نیز مشخص است و با مثلث‌بندی، فاصله ستاره تا زمین بدست می‌آید.
2. ستاره‌های متغیر
غیر از حرکت ماه و سیارات، آسمان شب بدون تغییر به نظر می‌رسد. اما بهتر است بدانید که بسیاری از ستاره‌ها متغیرند و روشنایی‌شان به صورت متناوب و یا نامنظم تغییر می‌کند. شکل زیر یک نمونه از چنین ستاره‌هایی را نشان می‌دهد که طی دو ماه روشنایی‌اش خیلی بیشتر شده است.
ستاره‌های متغیر انواع زیادی دارند. ستاره‌شناسان دریافته‌اند که یک نوع از آنها، به نام ستاره متغیر قیفاووسی، ابزاری بسیار باارزش برای اندازه‌گیری فواصل کیهانی است. این ستاره‌ها در طول عمر خود، طی الگویی بسیار دقیق و متناوب، دچار انبساط و انقباض می‌شوند و در نتیجه روشنایی‌شان کم و زیاد می‌شود.
منحنی نوری یک ستاره قیفاووسی که طی زمان روشنایی‌اش به طور متناوب کم و زیاد می‌شود.
نکته کلیدی که این نوع ستاره‌ها را به شمع‌های استاندارد اندازه‌گیری تبدیل می‌کند این است که دوره تناوبشان رابطه مستقیمی با روشنایی آنها دارد. پس با تعیین دوره تناوب، می‌توان فهمید که این ستاره چند برابر خورشید پرنورتر است. پس اینگونه روشنایی ذاتی (قدر مطلق) این ستاره تعیین می‌شود، روشنایی ظاهری (قدر ظاهری) آن هم که در عکس‌ها مشخص است. پس می‌توان فاصله این جرم تا زمین را تعیین کرد. ارزش این ستاره‌ها در این است که می‌توان آنها را در خوشه‌های ستاره‌ای و حتی کهکشان‌های نزدیک که ستاره‌هایشان تفکیک می‌شود، پیدا کرد. آنگاه با محاسباتی که انجام می‌شود فاصله ستاره و در نتیجه آن خوشه تا زمین، یا کهکشان مورد نظر تا کهکشان ما بدست می‌آید.
3. رنگ
شاید عجیب به نظر برسد که چگونه رنگ یک ستاره می‌تواند در مورد فاصله آن به ما اطلاعاتی بدهد. اما این یکی از روش‌های استاندارد در تعیین فواصل ستاره‌ای است. اگر با چشم عادی به آسمان نگاه کنید، تقریبا تمامی ستارگان را مثل هم و به رنگ سفید می‌بینید. تشخیص دقیق رنگ‌ها با چشم غیرمسلح سخت است. بهترین راه برای این کار گذشتن نور ستاره مورد نظر از یک منشور یا توری پراش است. اینگونه نور ستاره به رنگ‌های مختلفی که از آن تشکیل شده تجزیه می‌شود و نتیجه طیف نوری ستاره است. طیفی که همچون اثر انگشت آن ستاره عمل می‌کند و در مورد دمای سطح ستاره به ما اطلاعات می‌دهد.
ستاره‌شناسان ستاره‌ها را با توجه به طیفشان به هفت نوع تقسیم‌بندی می‌کنند که با حروف O,B,A,F,G,K,M مشخص می‌شوند. ستاره‌های رده طیفی O داغترین ستاره‌ها هستند که دمایشان به 50000 درجه سانتی‌گراد می‌رسد. در مقابل ستاره‌های رده طیفی M از همه سردترند و دمایی در حدود 3000 درجه سانتی‌گراد دارند.
دمای سطحی ستاره در برابر رده طیفی آن
پس تا اینجا با رصد ستاره و تجزیه نور آن رده طیفی و دمای سطحی آن مشخص می‌شود. برای اینکه ازین اطلاعات به فاصله ستاره پی ببریم به قانون استفان (Stefan’s Law) نیاز داریم. این قانون دمای سطحی ستاره را به درخشندگی آن ارتباط می‌دهد. به محض اینکه درخشندگی ستاره تعیین شد، قدر مطلق (روشنایی واقعی) ستاره نیز محاسبه می‌شود. این یعنی که فاصله ستاره نیز بدست می‌آید.
اگر قدر مطلق ستاره‌های مختلف را بر مبنای رده طیفی‌شان در نموداری مشخص کنیم، خواهیم دید که اکثر ستاره‌ها روی نواری به نام رشته اصلی قرار می‌گیرند. خورشید ما نیز در همین بخش قرار گرفته است. این نمودار به نام نمودار هرتسپرونگ – راسل شناخته می‌شود.
نمودار هرتسپرونگ – راسل یا HR: محور عمودی قدر مطلق یا روشنایی واقعی ستاره است و محور افقی رده طیفی ستاره. محل قرارگیری خورشید در این نمودار نیز نشان داده شده است.
4. جهان در حال انبساط
اگر به محیط اطراف خود نگاه کنید، به نظر نمی‌رسد که چیزی در حال انبساط باشد. یک ساختمان یا درخت از شما دور نمی‌شود! اما در مقیاس‌های کیهانی، جهان واقعا در حال بزرگتر شدن است. در سال 1920، ادوین هابل دریافت که تقریبا تمامی کهکشان‌ها در حال دورشدن از ما هستند. البته کهکشان ما مورد ویژه‌ای در میان سایر هم‌نوعان خودش نیست. به این معنی که اگر شخصی در کهکشان دیگری نیز کار مشابه هابل را انجام دهد، او نیز می‌بیند که سایر کهکشان‌ها در حال دورشدن از وی هستند.
بادکنکی را تصور کنید که چندین نقطه بر روی سطحش گذاشته‌اید. وقتی بادکنک باد می‌شود از دید هرکدام از آن نقطه‌ها، سایر نقاط (کهکشان‌ها) در حال دورشدن از آن هستند. کهکشان ما نیز همچون یکی از این نقاط است که سایر کهکشان‌ها در حال دورشدن از آن هستند.
حال چگونه ازین مفهوم می‌توان به فاصله کهکشان‌ها تا خودمان پی ببریم؟ اگر دوباره به مثال بادکنک برگردیم، سه نقطه را بر روی آن به عنوان سه کهکشان مشخص می‌کنیم. این سه روی یک خط بوده و دو به دو در فاصله‌ای دو سانتی‌متری از هم قرار گرفته‌اند.
اگر فرض کنیم که بادکنک در حال منبسط شدن است و هر ثانیه فاصله A و B (و همینطور فاصله B تا C) به میزان دو سانتی‌متر زیاد می‌شود، بعد از یک ثانیه فواصل آنها به صورت شکل زیر خواهد بود:
همینطور بعد از دو ثانیه فاصله به 8 سانتی‌متر افزایش خواهد یافت:
اما اگر به فاصله A تا C دقت کنید، این فاصله از 4 سانتی‌متر در ابتدای کار، به 8 و سپس 16 سانتی‌متر افزایش پیدا می‌کند یعنی در هر ثانیه به جای 2، 4 سانتی‌متر زیاد می‌شود. در دنیای واقعی نیز چنین است و کهکشانی که در فاصله دورتری از ما قرار گرفته، با سرعت بیشتری نیز در حال دورشدن از ماست.
ادوین هابل کسی بود که به این دو حقیقت پی برد: جهان در حال گسترش است و هرچه کهکشانی از ما دورتر باشد، با سرعت بیشتری در حال فرار از ماست. امروزه این مورد به نام قانون هابل شناخته می‌شود. هابل نموداری از رابطه بین فاصله و سرعت چند کهکشان خاص رسم کرد و رابطه خطی بین این دو مورد را دریافت.
متاسفانه برای رسم این نمودار نیاز است تا فاصله کهکشان‌ها را داشته باشیم که بایستی از روش‌های دیگری برای این کار استفاده کنیم. هابل با شناسایی ستاره‌های متغیر قیفاووسی در کهکشان‌های نزدیک، توانست فاصله آنها را محاسبه کرده و این نمودار را رسم کند.
حال برای سایر کهکشان‌ها نیز تنها لازم است که سرعت دورشدن آنها را تعیین کنیم تا فاصله‌شان بدست آید. این کار با استفاده از اثر دوپلر انجام می‌شود. همه این تجربه را داریم که صدای آژیر آمبولانسی که از ما دور می‌شود، صدای آن بم به نظر می‌رسد. اتفاقی که به دلیل افزایش طول موج موج‌های صوتی آمبولانس است. برای کهکشانی نیز که در حال دورشدن است، طیف نوری آن به سمت طول موج‌های بلندتر (قرمزتر) کشیده می‌شود. ستاره‌شناسان با مشاهده طیف کهکشان‌ها می‌توانند به محاسبه سرعت آنها بپردازند. زمانی که این سرعت محاسبه شد، فاصله کهکشان نیز بدست خواهد آمد.
در پایان باید گفت که هرکدام از این روش‌ها برای تعیین فاصله ستاره ها تا زمین، در عمل جزئیات و پیچیدگی‌های زیادی دارند. اما کلیات آن در این مقاله ذکر شده و در صورت تمایل به مطالعه بیشتر منابع زیادی از کتاب و مقاله هست که می‌توان به آنها مراجعه کرد.
آسمانتان آبی.
