Scientific Information

زندگي تكثير ثروتی است كه نامش محبت است

10 مورد از زیباترین آزمایش‌های تاریخ!
ساعت ٦:۱٩ ‎ب.ظ روز دوشنبه ۸ آذر ۱۳۸٩  

اگر چه دانشمندان تاکنون توانسته اند اجزای تشکیل دهنده ذره های زیر اتمی را در شتاب دهنده ها از یک دیگر جدا کنند، توالی ژنوم انسان را کشف و فعالیت ستارگان دور دست را تجزیه و تحلیل کنند، اما هنوز هم آزمایش هایی توجه دانشمندان را به خود جلب می‌کند که میلیون ها دلار هزینه را در برداشته و جریان بزرگی از اطلاعات ایجاد می‌کند؛ آزمایش هایی که پردازش آن ها توسط ابررایانه ها ماه ها به طول می انجامد. بسیاری از این گروه های پژوهشی توسعه پیدا کرده اند و برای انجام فعالیت با هم مشارکت می‌کنند.
اما باید اذعان کرد که مفاهیم علمی به ذهن های منحصر به فردی که خود را درگیر کشف رازو رمزهای جهان کرده اند، راه می‌یابد. هنگامی که رابرت پی.کریس، از گروه فلسفه دانشگاه ایالتی نیویورک واقع در استونی بروک ومورخ آزمایشگاه ملی بروکهان از فیزیکدانان خواست که زیباترین آزمایش های کل تاریخ را نام ببرند، مشخص شد که ده نفر نخست بیش تر به طور انفرادی کار کرده اند و دستیاری نداشتند.
اغلب آزمایش هایی که درشماره ی September 2002 مجله ی دنیای فیزیک (Physics World) فهرست شده اند را می‌توان روی یک میزکار معمولی انجام داد و به ابزارهای محاسبه ای پیشرفته تر ازخط کش و ماشین حساب نیاز ندارند. چیزی که در همه ی این آزمایش ها مشترک است، همان چیزی است که دانشمندان از آن به عنوان "زیبایی" نام می‌برند؛ یعنی، سادگی منطقی دستگاه های مورد استفاده و سادگی منطقی تجزیه و تحلیل. به عبارت دیگر، پیچیدگی ودشواری پدیده ها، به طور موقت به کناری گذاشته می‌شود و نکته تازه ای از راز ورمزهای طبیعت کشف می‌شود.
فهرست چاپ شده در این مجله به ترتیب عمومیت آن رتبه بندی شده است. در رتبه ی نخست، آزمایشی قرار دارد که به وضوح ماهیت کوانتومی جهان فیزیکی را نشان می‌دهد. این موارد باردیگر به ترتیب دوره زمانی مرتب شده اند که نتیجه آن هم اکنون پیش روی شماست. این فهرست نگرش جالبی از تاریخ دو هزارساله ی اکتشاف را پیش روی ما می گذارد:

1) اراتوستن: اندازه گیری محیط زمین
در ظهر انقلاب تابستانی در یکی از شهرهای مصر ،که امروزه آسوان نامیده می‌شود، خورشیدمستقیم می‌تابد: اجسام هیچ سایه ای ندارند و نور خورشید تا انتهای یک چاه عمیق نفوذ می‌کند.
اراتوستن که کتابدار کتابخانه ی اسکندریه در قرن سوم پیش از میلاد بود، هنگامی که این مطلب را خواند، دریافت که اطلاعات لازم برای محاسبه ی محیط زمین را در اختیار دارد. وی همان روز و همان ساعتی که در بالا گفته شد، آزمایشی ترتیب داد و مشاهده کرد که پرتوهای خورشید در اسکندریه تا حدودی مایل بوده و حدود هفت درجه از خط عمود انحراف دارد.
حالا دیگر فقط محاسبه های هندسی باقی مانده بود. فرض کنید زمین گرد است، در این صورت محیط دایره آن 360 درجه است. با این تفسیر اگر دو شهر از یکدیگر 7 درجه دور باشند، می‌توان گفت به اندازه هفت سیصد و شصتم یا یک پنجاهم یک دایره کامل از هم فاصله دارند. با اندازه گیری فاصله دو شهر، مشخص شد که این دو 5 هزار استادیوم (واحد طول برابر با حدود185 متر) از یکدیگر دورند. اراتوستن نتیجه گرفت که محیط زمین 50 برابر این فاصله یعنی 250 هزار استا دیوم است. از آن جا که دانشمندان در مورد طول واقعی یک استادیوم یونانی اختلاف نظر دارند، غیر ممکن است بتوانیم دقت این اندازه گیری را تعیین کنیم. اما بر پایه ی برخی از محاسبه ها گفته می‌شود خطای این اندازه گیری حدود 5 درصد است (رتبه ی7)

2) گالیله : آزمایش چیزهای در حال سقوط
تا حدود سال های 1500 میلادی، مردم فکر می‌کردند چیزهای سنگین سریع تر از اجسام سبک سقوط می‌کنند. هر چه باشد، این سخن ارسطو است. این که یک دانشمند یونان باستان توانسته بود، همچنان سلطه خود را حفظ کند، بیانگر این است که علم طی قرون وسطی چقدر تنزل کرده بود.
گالیلئو گالیله که استاد کرسی ریاضیات در دانشگاه پیزا بود، آن قدر جسارت داشت که دانش پذیرفته شده را با چالش روبه رو کند. این داستان از جمله ماجراهای معروف تاریخ علم است: گفته می شود وی دو چیز با وزن های مختلف را از بالای برج کج (پیزا در ایتالیا) شهر رها کرد و نشان داد که آن چیزها در یک زمان به زمین می‌رسند. به چالش طلبیدن باورهای ارسطو ممکن بود برای گالیله به قیمت از دست دادن شغلش تمام شود، اما وی با این کار نشان داد که داور نهایی در موضوع های علمی، رویدادهای طبیعی است نه اعتبارافراد. (رتبه ی 2)

3) گالیله:آزمایش سقوط توپ ها از سطح شیبدار
گالیله به بازپیرایی باورهای خود در مورد چیزهای در حال حرکت ادامه داد. وی یک تخته که حدود 6 متر طول و 25 سانتی متر عرض داشت را انتخاب کرد و شیاری را در مرکز آن طوری حفر کرد که تا جایی که امکان دارد، صاف و مستقیم باشد. وی سطح را شیبدار کرد وتوپ های برنجی را درون این شیارها غلتاند وزمان سقوط را با یک ساعت آبی اندازه گیری کرد. ساعت آبی یک مخزن بزرگ آب بود که آبش از لوله های نازک به یک ظرف منتقل می‌شد. وی پس از هر بار آزمایش ورها کردن توپ میزان آب تخلیه شده را وزن می‌کرد.
گالیله به وزن کردن مقدار آب تخلیه شده، زمان را اندازه گرفت و آن را با مسافتی که گلوله طی کرده بود، مقایسه می‌کرد. ارسطو پیش بینی کرده بود که سرعت گلوله های غلتان ثابت است: اگرمدت زمان حرکت را دو برابر کنید، مسافت طی شده دو برابر می‌شود. اما گالیله نشان داد که مسافت طی شده با مجذور زمان متناسب است: اگر مدت زمان حرکت را دو برابر کنید، مسافت طی شده چهار برابر می شود. علت آن نیز این است که توپ در اثر جاذبه گرانشی مرتبا شتاب می‌گیرد. (رتبه ی 8)

4) نیوتون : تجزیه ی نور خورشید با منشور
اسحاق نیوتن در همان سالی که گالیله در گذشت، متولد شد. وی در سال 1665 میلادی از ترینیتی کالج کمبریج فارغ التحصیل شد. سپس، دو سال خانه نشین شد تا بیماری طاعون را که همه گیر شده بود، از سر بگذراند. وی از این که خانه نشین بود، چندان ناراضی نبود؛ چرا که مشغول فعالیت های علمی بود.
در آن سال ها این تفکر رایج بود که نور سفید خالص ترین نوع نور است (باز هم باورهای ارسطو) و بنابراین نورهای رنگی، تغییر شکل یافته ی نورهای سفید هستند. نیوتن برای آزمایش این نظریه، دسته ای از پرتو های خورشید را به منشور تاباند و نشان داد که خورشید به طیفی از رنگ ها تجزیه می‌شود.
البته مردم ، رنگین کمان را در آسمان مشاهده می‌کردند اما از تفسیر صحیح آن ناتوان بودند. نیوتن توانست به درستی نتیجه گیری کند که رنگ های قرمز، نارنجی ،زرد ،سبز، آبی، نیلی، بنفش و رنگ های بین این ها، تشکیل دهنده نور سفید هستند. نور سفید در نگاه اول بسیار ساده به نظر می‌رسید، اما پس از نگاه دقیق تر مشخص شد که نور سفید تلفیقی زیبا از نور های گوناگون است. (رتبه ی 4)

5) کاوندیش :آزمایش ترازوی پیچشی
یکی دیگر از فعالیت های نیوتن پیشنهاد نظریه ی گرانشی بود که بیان می‌کرد قدرت نیروی گرانش بین دو جسم با مجذور جرم هایش افزایش و به نسبت مجذور فاصله ی بین آن دو کاهش می یابد(F= G.m1.m2 / R2). اما این پرسش باقی بود که قدرت این نیروی گرانشی چقدر است؟
در پایان دهه ی اول قرن هجدهم، هنری کاوندیش تصمیم گرفت به این پرسش پاسخ دهد. وی یک میله ی چوبی را که حدود دو متر طول داشت، انتخاب کرد و سپس یک گلوله ی کوچک فلزی به هر طرف این میله ی چوبی وصل کرد تا شبیه یک دمبل شود. سپس آن را با سیمی آویزان کرد. پس از آن دو گلوله سربی را که حدود 160 کیلوگرم جرم داشتند، به توپ های کوچک دو سر میله ی چوبی نزدیک کرد تا نیروی گرانشی لازم برای جذب کردن آن ها ایجاد شود. گلوله ها حرکت کردند و در نتیجه سیم تاب برداشت.
کاوندیش با وصل کردن یک قلم کوچک در دو طرف میله توانست میزان جابه جایی ناچیز گلوله ها را اندازه بگیرد. وی برای محافظت دستگاه، از جریان هوا، آن را ، که ترازوی پیچشی نامیده می شود ، درون اتاقکی قرار داد و با یک تلسکوپ میزان جابه جایی را خواند. وی با این دستگاه توانست مقداری را که به ثابت گرانشی معروف است، با دقت بسیار زیادی اندازه گیری کند و با استفاده از ثابت گرانشی، چگالی و جرم زمین را به دست آورد. اراستوتن توانست محیط زمین را اندازه بگیرد اما کاوندیش جرم زمین را به دست آورد: x6/10240 . (رتبه ی6)

6) یانگ: آزمایش تداخل نور
باورهای نیوتن همواره درست نبود. پس از استدلال مختلف به این نتیجه رسید که نور تنها از ذره هایی تشکیل شده است و نه از موج.
در سال 1803 توماس یانگ پزشک و فیزیک دان انگلیسی تصمیم گرفت این نظریه را بیازماید. وی سوراخی را در پرده ی پنجره ایجاد کرد و آن را با یک مقوا که به وسیله سوزن شکاف کوچکی در آن ایجاد کرده بود، پوشاند. سپس، نوری را که از این شکاف می گذشت، با استفاده از یک آینه منحرف کرد. در مرحله ی بعد، ورقه ی نازکی از کاغذ انتخاب کرد که فقط یک سی ام اینچ (حدود یک میلی متر) ضخامت داشت و آن را به طور دقیق در مسیر عبور نور قرار داد تا پرتو نور را به دو قسمت تقسیم کند. نتیجه ی این آزمایش طرحی از نوارهای متناوب روشن و تاریک بود
این پدیده را فقط با فرض این که پرتوهای نور همانند موج رفتار می کنند، می‌توان تفسیر کرد. نوارهای روشن وقتی مشاهده می‌شوند که دو قله موج با یک دیگر هم پوشانی و یکدیگر را تقویت کنند، اما نوارهای سیاه وقتی ایجاد می‌شوند که یک قله موج با موج مخالف آن ترکیب شود و یک دیگر را خنثی کنند.
این آزمایش سال های بعد با استفاده از یک مقوا که در آن دو شکاف برای تقسیم نور به دو پرتو ایجاد شده بود، تکرار شد و به همین دلیل به آزمایش شکاف دوگانه نیز مشهور است. این آزمایش بعدها به معیاری برای تعیین حرکت شبه موجی تبدیل شد: حقیقتی که یک قرن بعد، هنگامی که نظریه ی کوانتوم آغاز شد اهمیت بیش از اندازه ای یافت.(رتبه ی 5)
اطلاعات عمومی و تاریخی
7) فوکو: چرخش کره زمین
فوکو در سال 1851 در پاریس آزمایش بسیار مشهوری را به انجام رساند که پس از گذشت سالیان متمادی، چند سال گذشته در قطب جنوب دوباره تکرارشد. این دانشمندان آونگی را در قطب جنوب نصب کرد و به تماشای حرکت این آونگ پرداختند. جین برنارد فوکو دانشمند فرانسوی یک گلوله آهنی 30 کیلوگرمی را به انتهای یک مفتول متصل و از سقف کلیسایی آویزان کرد و آن را به حرکت درآورد تا به سمت عقب وجلو حرکت کند. سپس برای آن که نحوه ی حرکت این آونگ به خوبی مشخص شود، قلمی را به انتهای گلوله ای که روی بستری از شن های نرم و مرطوب در حال نوسان بود، قرار داد.
تماشاچیان در کمال شگفتی مشاهده کردندکه آونگ به طرز غیر قابل توجیهی در حال چرخش است یعنی مسیر حرکت رفت و برگشتی آن در هر تناوب با تناوب قبلی متفاوت است. اما واقعیت امر این است که این کف کلیسا بود که به آرامی حرکت می کرد و به این ترتیب فوکو توانست با قانع کننده ترین روش ممکن نشان دهد که زمین حول محور خود در حال گردش است.
در عرض جغرافیایی پاریس، آونگ طی هر 30 ساعت یک چرخش کامل را در جهت عقربه های ساعت انجام می‌دهد؛ در نیمکره جنوبی همین آونگ خلاف جهت عقربه های ساعت به حرکت درمی آید و در نهایت روی خط استوا حرکت در اصل چرخشی نبود. همان طور که دانشمندان عصر جدید نشان دادند زمان تناوب حرکت چرخشی پاندول در قطب جنوب برابر 24 ساعت است. (رتبه ی 10)

8) میلیکان: آزمایش قطره ی روغن
از دوران باستان دانشمندان الکتریسیته را مورد بررسی قرار داده بودند؛ پدیده پیچیده ای که هنگام رعد و برق از آسمان نازل می شد، یا با کشیدن شانه به موها می‌توانستند به راحتی آن را ایجاد کنند. در سال 1897 فیزیک دان انگلیسی جی.جی.تامسون اثبات کرد که الکتریسیته از ذره هایی که دارای بار منفی هستند، یعنی الکترون ها، به وجود می آید. ( آزمایشی که در واقع بایستی یکی از موردهای این فهرست باشد) و کار اندازه گیری بار این ذره ها در سال 1909 به رابرت میلیکان، دانشمند آمریکایی، محول شد.
وی با استفاده از یک عطرپاش، قطره های ریز روغن را به درون اتاق کوچک شفافی اسپری کرد. در بالا و پایین این اتاق کوچک صفحه ‍ های فلزی قرار داشتند که به باتری متصل بودند و در نتیجه یکی از صفحه ها مثبت و صفحه دیگر منفی بود. از آن جا که این قطره ها هنگام عبور در هوا دارای مقدار جزیی بار الکتریکی می‌شد، می‌توان سرعت سقوط این قطره ها را با تغییر ولتاژ صفحه های فلزی تنظیم کرد.
هنگامی که نیروی الکتریکی به طور دقیق با نیروی گرانشی برابر شود، قطره های روغن همانند ستارگان درخشان در پس زمینه تاریک به نظر می رسند و در هوا معلق می‌مانند. میلیکان این قطره ها را یکی پس از دیگری مورد ملاحظه قرار داد، ولتاژ صفحه را تغییر داد و به مشاهده ی تأثیر آن پرداخت. وی پس از انجام آزمایش های متعدد به این نتیجه رسید که بار الکتریکی یک مقدار مشخص و ثابت دارد. کوچک ترین بار این قطره ها چیزی نیست به جز بار یک الکترون منفرد.( رتبه 3)

9) رادرفورد: کشف هسته
در سال 1911 که ارنست رادرفورد در دانشگاه منچستر سرگرم آزمایش در مورد رادیواکتیویته بود، گمان می رفت که اتم ها از گلوله های نرم و باردار مثبتی تشکیل شده اند که توسط ذره هایی با بار منفی احاطه می‌شوند؛ مدل کیک کشمشی. اما هنگامی که وی و دستیارانش ذره های باردار مثبت کوچکی را که ذره ی آلفا نامیده می شدند، به صفحه نازکی از طلا تاباندند، در شگفتی تمام مشاهده کردند که درصد اندکی از این پرتوها به سمت عقب برگشتند. به عبارت دیگر این ذره ها پس از برخورد با اتم ها کمانه کرده اند.
رادرفورد نتیجه گرفت اتم های واقعی چندان هم نرم نیستند. قسمت اصلی جرم این اتم ها باید در مرکز اتم ها، که امروزه هسته اتم می نامیم، قرارداشته باشد و الکترون ها این هسته ها را احاطه کرده اند. با وجود تغییرهایی که نظریه ی کوانتوم در آن ایجاد کرد، این تصویر از اتم ها هنوز هم به قوت خود باقی است. (رتبه ی 9)

10) کلاوس جانسون: تداخل یک الکترون منفرد
نه گفته های نیوتن و نه یانگ هیچ کدام در مورد ماهیت نور به طور کامل صحیح نبود. هر چند که به سادگی نمی‌توان گفت نور از ذره تشکیل شده است. خاصیت های آن را فقط با استفاده از ماهیت موجی نیز نمی توان به طور کامل تشریح کرد.
طی 5 سال اول قرن بیستم ماکس پلانک و آلبرت اینشتین نشان دادند که نور در بسته هایی که فوتون نام دارد، جذب و نشر می‌شود. اما آزمایش هایی برای تعیین ماهیت دقیق نور هم چنان ادامه داشت. بعدها تئوری کوانتوم متولد شد و طی چند دهه توسعه یافت و توانست دو نظریه ی پیشین را با یک دیگر آشتی داده و نشان دهد که هر دو می‌توانند صحیح باشند: فوتون ها و سایر ذره های زیراتمی (همانند الکترون ها، پروتون هاو ...) دو چهره از خود بروز می‌دهند که مکمل یکدیگرند؛ بنابراین به گفته ی یک فیزیک دان در دسته Wavices قرار می‌گیرند.
فیزیک دانان برای شرح دادن این مطلب اغلب از یک آزمایش نظری شناخته شده استفاده می‌کنند . آن ها ابزارهای آزمایش شکاف دوگانه یانگ را به کار می‌برند، اما به جای آن که نور معمولی به کار ببرند از پرتو الکترون استفاده می‌کنند. براساس قانون های مکانیک کوانتوم، جریان ذره ها به دو پرتو تفکیک می‌شوند، پرتوهای کوچک تر با یکدیگر تداخل می کنند و همان الگوی آشنای نوارهای متناوب تاریک و روشن را که توسط نور ایجاد شده بود، از خود نشان می‌دهند. یعنی ذره ها همانند موج عمل می‌کنند.
براساس مقاله ای که در فیزیکس ورلد منتشر شد و توسط پیتر راجرز سردبیر مجله نگاشته شده است تا سال 1961 هیچ کس این آزمایش را در عمل به انجام نرساند تا این که کلاوس جانسون در این سال موفق به انجام این آزمایش شد . در آن هنگام هیچ کس از نتایج به دست آمده چندان شگفت زده نشد و نتیجه های به دست آمده همانند بسیاری از موردهای دیگر بدون آن که نامی از کسی در میان باشد به دنیای علم وارد شد.


رصد کهکشان آندرومدا M31
ساعت ۱٠:٢٥ ‎ب.ظ روز سه‌شنبه ٢ آذر ۱۳۸٩  

اگر کمی با صورت فلکی آشنا باشید می توانید کهکشان آندرومدا - M31 (به فاصله 2,555,000 سال نوری) را بیابید برای رصد آن کافیست ستاره بتا صورت فلکی آندرومدا را به طرف ستاره های میو و نو حرکت بدهید تا این جرم را ببینید. (شما در حال مشاهده 2,555,000 سال پیش هستید)

 کهکشان آندرومدا  بزرگترین کهکشان در گروه کهکشانهای محلی است و در فهرست مسیه M31  نامگذاری شده است.
گروه کهکشان محلی شاملM31 ،M32 ،M33 ،M110 و کهکشان راه شیری است.  این جرم آسمانی با چشم غیرمسلح قابل رویت است.برای اولین بار توسط عبدالرحمن الصوفی به نام ابر کوچک(Little Cloud )شناخته شده بود،در حالی که چارلز مسیه آن را در 13 آگوست سال 1764 در کاتالوگش به ثبت رسانید.تا مدت زیادی تصور می شد که آندرومدا نزدیکترین سحابی به ماست،حتی ویلیام هرشل هم این اشتباه را کرد.در سال 1912 ،اسلیفر(Slipher )از رصدخانه ی لوول(Lowell )سرعت شعاعی سحابی آندرومدا را اندازه گیری کرد و آن را بزرگترین سرعت اندازه گیری شده به دست آورد،300 کیلومتر در ثانیه.برنهم(Burnham) 266 و تولی(Tully )298 کیلومتر بر ثانیه به دست آورد.جرم این کهکشان حدود 300-400 میلیارد برابر جرم خورشید و اندازه ی ظاهری آن 1*3 درجه است. نظریه ها در مورد آندرومدا زمانی تغییر کرد که ادوین هابل ، ستاره شناس معروف، با تلسکوپ 100 اینچی ساخته شده در سال 1917 نزدیک لس انجلس توانست برای اولین بار ستاره ی مشخصی را در بازو های این کهکشان پیدا کند. این ستاره ها مانند ستاره های فراوانی انند که در کهکشان راه شیری می توان پیدا کرد اما آنها بسیار کم نور بودند. هابل همچنین سه ستاره ی متغیر را پیدا کرد که یکی از آنها جزء متغیر های قیفاووسی بود ، متغیر هایی که تغییرات درخشندگی آنها قابل پیش بینی بود. این ستارگان و متغیر های پیدا شده توسط هابل او را به این فکر وا داشت که این سحابی نمی تواند یک خوشه ی ستاره ای در کهکشان ما باشد ،  بلکه این یک کهکشان بسیار دور از ما است.

 

صورت فلکلی آندرومدا
صورت فلکلی آندرومدا

کهکشان آندرومدا - M31
کهکشان آندرومدا - M31

 

. این کهکشان همچنین تنها کهکشانی است که با چشم غیر مسلح در نیمکره شمالی زمین دیده می شود.

کهکشان آندرومدا بیشتر از این جهت برای ستاره شناسان مهم است که بسیار شبیه کهکشان راه شیری است. تا موقعی که ما نمی توانیم کهکشان خود را از بیرون مشاهده کنیم، می توانیم به مطالعه و مشاهده ی خواهر کهکشان راه شیری بپردازیم.

علیرغم دانسته های زیادی که ما اکنون در مورد کهکشان آندرومدا داریم ، فاصله ی این کهکشان از ما هنوز به طور دقیق مشخص نشده است. در واقع اندازه گیری های بین کهکشانی ما هنوز متغیر است. فاصله ای که معمولا برای این کهکشان بیان می کنند بین 2.4 و 2.9 میلیون سال نوری است. البته فاصله میان ما زیاد مهم نیست چون به هر حال سفر به این کهکشان غیر ممکن به نظر می رسد. متاسفانه ، با وجود تئوری نسبیت ، که سفر با سرعت بیشتر از نور را غیر ممکن می داند، عملا سفر ما به این کهکشان غیر ممکن به نظر می رسد حتی اگر ما تکنولوژی لازم برای این کار را هم داشته باشیم.
 


خوشه کروی جاثی ،NGC 6205، M13، Hercules Cluster
ساعت ۱٠:٢۱ ‎ب.ظ روز سه‌شنبه ٢ آذر ۱۳۸٩  

در تب و تاب عبور دنباله هالی در زمستان سال 1364 و بهار 1365، مردم روزانه گزارش هایی مبنی بر دیدار دنباله دار دیگری را در آسمان می دادند. البته این نظریه هم صحیح می باشد که در آن ایام، بیشتر از هر موقع دیگر در طول تمدن بشر بر روی این کره خاکی، تلسکوپ های کوچک و بزرگ به همراه دوربین های دوچشمی به سوی آسمان قراول می رفت. دنباله دار هالی توانست به همه دنباله دارها همانند (( جام مقدس )) تعالی بخشد و جای تعجب نیست که تا زمانی که این دنباله دار در پهنه تاریک فضا ناپدید شد، هنوز هم مردم سر به آسمان، به دنبال آن می گشتند.

در حدود تیرماه 1365 هنوز هم بعضی علاقه مندان گزارش می دادند که توانسته اند آن را در صورت فلکی هرکول و در بالای سر خود ببینند، چون هنوز هم به اندازه کافی درخشندگی داشت که آن را در حاشیه شهرها و در مکان های تاریک با چشم غیر مسلح دیدار کنند. آیا این دنباله دار دیگری بود؟ متاسفانه نه. این جرمی که مورد نظر قرار می گرفت و بعضی آن را ظاهرا کشف کرده بودند، نه یک دنباله دار بلکه یک خوشه کروی در صورت فلکی هرکول (جاثی) بود که در کاتالوگ ها به شماره M13 ثبت شده است.

خوشه کروی بزرگ جاثی مانند جواهری در صورت فلکی جاثی می درخشد . میتوان گفت اهمیت این صورت فلکی به خاطر همین خوشه است . M13 یکی از 150 خوشه کروی است که درهاله پیرامون کهکشان راه شیری قرار دارد .

 یکی از خوشه های کروی پر نور آسمان تابستان خوشه M13یا جاثی (هرکول ) است این  خوشه در صورت فلکی به همین نام قرار گرفته است این خوشه درخشنده ترین خوشه کروی نیمکره شمال است که با قدر5.8 می درخشد . و نسبتا جرم پرنوری است  بطوریکه در آسمان تاریک و بدون غبار میتوان آن رابا چشم غیرمسلح دید  و حتی اگر رصد گر تیز بینی باشید می توانید با  جوینده ی تلسکوپ از درون شهر آن را رصد نمایید . برای رصد این جرم کافیست به سراغ صورت فلکی جاثی بروید  پیدا کردنش بسیار آسان است بین دوستاره اتا و زتا جاثی کمی نزدیکتر به ستاره اتا ، سه ستاره نزدیک هم هستند که ستاره مرکزی درواقع M13 است.

با ‌دوربین دو چشمی یا تلسکوپ خود را روی همین ستاره تنظیم کنید (اگر از تلسکوپ استفاده می کنید توجه داشته باشید که از بزرگنمایی های پایین تلسکوپتان بهره برید) حال با حرکتی بسیارآرام  به اندازه ی  2 درجه به سمت ستاره ی  زتا جاثی حرکت کنید سپس به دقت به آن ناحیه نگاه کرده  و سعی کنید که از گوشه چشم به این جرم نظاره کنید .

خوشه کروی جاثی ،NGC 6205، M13، Hercules Cluster

اگر موفق شده باشید باید جرم کوچک و  کم نورو  مه آلود را ببینید . برای دیدن جزئیات بیشتر این جرم صبور باشید به طور کلی اجرام غیر ستاره ای خود را به راحتی به شما نشان نمی دهند و برای دیدن جزئیات آن ها باید دقایقی از پشت تلسکوپ یا دروبین دوچشمی به آن نگاه کنید تا برخی از ستاره های بیرونی آن  را از هم تفکیک کنید .

 با دوربین دوچشمی در آسمان تاریک به مانند توپ درخشانی می باشد، با دوربین دوچشمی می توان تشخیص داد که چگونه روشنایی آن به سوی مرکز زیاد میشود که آن هم به خاطر تراکم زیاد مرکز خوشه است حتی در تهران با دوربین دوچشمی کوچک به صورت یک ستاره محو به نظر می آید . با تلسکوپهای کوچک و در بزرگنمایی بالا ستاره های هاله آن تفکیک می شود .

این خوشه حدود 300000ستاره دارد که درخشانترین آنها غولهایی هستند که1000 برابر خورشید نورافشانی می کنند .

فاصله این خوشه از ما حدود22800 سال نوری است .این روزها این خوشه حدود ساعت 23در سمت الراس قراردارد وبنابراین بهترین موقع برای رصد آن است .

صورت فلکی جاثی

مشخصات:

16h41m بعد

+36°26' میل

5.78 قدر مجموع

16.8 درخشندگی سطحی(قدربرثانیه قوسی)

23 اندازه زاویه ای (درجه قوسی)


نیکلاس کوپرنیک؛ آغازگر رنسانس نجومی
ساعت ۱٠:۱۸ ‎ب.ظ روز سه‌شنبه ٢ آذر ۱۳۸٩  

Imageنیکلا کوپرنیک، اخترشناس، حقوقدان و اقتصادان با استعدادی بود که نزد مردم بسیار احترام داشت. وی اصالتا لهستانی بود و برای ادامه ی تحصیل به ایتالیا رفت. کوپرنیک نخستین کسی بود که در دوران رنسانس، انقلاب بزرگی در زمینه ی اخترشناسی برپا کرد.
کوپرنیک به مسئله ی حرکت دورانی افلاطون در مورد اجرام آسمانی بسیار علاقه مند بود و در این راستا تلاش های بسیاری انجام داد. وی معتقد بود حرکت اجرام آسمانی مانند ستاره ها، سیارات و ماه یک حرکت دورانی(دایره ای) یا ترکیبی از حرکات دورانی است زیرا در حرکات دورانی،جرم در یک دوره ی مشخص و ثابت به حالت و وضعیت قبلی خود باز می گردد.کوپرنیک با مشاهدات و تحقسقات گسترده و محاسبات دقیق به این نتیجه رسید که اگر حرکت سیارات با حرکت دوره ای زمین در ارتباط باشد و حرکت دوره ای سیارات را بر اساس گردش آنها به دور خورشید محاسبه کنیم، به این نتیجه خواهیم رسید که علاوه بر وجود نظم و ارتباط میان آنها(برای حرکت دورانی زمین و خورشید مرکزی) و ترتیب حاکم بر مدارهای سیارات،حرکت دورانی این اجرام با هم در ارتباطند،طوری که تغییر در هریک از ایمن مدارها باعث درهم فروریختن اجرام و در نیتجه منظومه می شود.

سرانجام کوپرنیک منظومه ی خود را تدوین کرد که منظومه ی وی با منظومه ی زمین مرکزی بطلمیوس(مورد قبول آن دوره) مغایرت داشت!
وی در منظوم هی خود خورشید را در مرکز قرار داد که زمین و سیارات دیگر به دور آن در حال حرکت هستند.نیکلا منظومه ی خود را براساس چند فرض بنیان نهاد که عبارتند از:
- مرکز هندسی دقیقی برای اجرام آسمانی وجود ندارد.
- خورشید درمرکز قرار دارد و زمین و سیارات دیگر به دور آن گردش می کنند.
- حرکت خورشید در آسمان بر اساس حرکت دوره ای زمین است.
- حرکت ظاهری اجرام آسمانی در آسمان تنها بر اساس خود آنها نیست،بلکه این حرکت ها با حرکت دوره ای زمین نیز در ارتباطند .
کوپرنیک نظر داد که گردش زمین به دور خود یک شبانه روز طول می کشد همچنین وی تلاش کرد که نظریه ی خود را از طریق ریاضیات اثبات کند و با محاسبات خود به این نتیجه رسید که هرچه قدر از سیارات دور و به خورشید نزدیک شویم،بر سرعت گردش آنها افزوده می شود.کیوان که در آن روزگاز دورترین سیاره به شمار می رفت یک  دور یکنواخت خود را به مدت5/29 سال و سپس مشتری این دوره را در8/11 می پیماید.بعد از مشتری نوبت به مریخ  می رسد که این دوره را در مدت 678 روز و ناهید در مدت 242 روز و تیر در مدت 88 روز سپری می کنند.البته کوپرنیک این مقادیر را محاسبه کرده و اختلاف این مقادیر با مقادیر امروزی بسیار اندک است.این محاسبات بخشی از اثبات تئوری کوپرنیک با استفاده از هندسه بود.
مزیت تئوری کوپرنیک آن بود که...
"بخش دوم"
مزیت تئوری کوپرنیک آن بود که وی با استناد به نظریه ی خورشید مرکزی به نتایجی مهم دست یافت که دست یابی برخی از این نتایج در نظریه ی بطلمیوسی امکان پذیر نبود
"مهم ترین این نتایج عبارتند از"
1.محاسبه ی اندازه ی مدار سیارات که به دور خورشید می گردند
2.محاسبه ی دوره ی تناوب گردش سیارات به دور خورشید
3.به دست آوردن سرعت نسبی حرکت دورانی سیارات
4.مشخص کردن حرکت زاویه ای سیارات و موضع آنها در آسمان که این نتیجه در هر دو تئوری کوژرنیک و بطلمیوش وجود داشت.
بر این اساس کوپنیک به این نتیجه رسید که میان مدارهای سیارات و جایگاه آنها ارتباطی وجود دارد، طبق گفته ی وی هرگونه تغییر مکانی در هر قسمت از آن باعث به هم خوردن قسمت های دیگر و همه ی جهان می شود.کوپرنیک مدعی بود برتری نظریه ی او در زیبایی و سادگی آن است.وی در این رابطه در کتب خود،درباره ی گردش افلاک می گوید: در میانه ی همه خورشید بدون حرکت می پاید.به راستی، چه کسی در این معبد عظیم و زیبا،منبع نور را در جایی جز آن جا که بتواند همه ی قسمت های دیگر را بیفروزد و روشنایی بخشد،قرار دهد؟ پس در اساس این برگزیدگی، تقارن قابل ستایش در جهان و هماهنگی بارزی در حرکت و اندازه ی کرات می یابیم، آن چنان که به هیچ وجه دیگری نمی توانست باشد.
تئوری کوپرنیک بنا به دلایلی به زودی مورد قبول عامه ی مردم قرار نگرفت.بیش از یک قرن طول کشید تا نظریه ی خورشید مرکزی میان اخترشناسان مورد پذیرش قرار گیرد.
 

"مهمترین دلایل علیه این نظریه"
-منظومه ی کوپرنیکی بیشتر جنبه ی ریاضی،سادگی و زیبایی داشت و با مشاهدات نجومی آن زمان همخوانی نداشت و به همین علت مورد توجه عام قرار نگرفت.
-یکی از ضعف هایی که کوپرنیک در اثبات نظریه ی خود داشت این بود که او نمی توانست با استفاده از نظریات پیشین،نظریه ی خود را اثبات کند.
-یکی از دلایلی که همیشه ضد نظریه ی خورشید مرکزی مطرح بود آن است که اگر زمین حرکت کند، آن گاه هوا، پرندگان و قطرات بارانی که به زمین می بارند، جا می ماندند!!!!
اما کوپرنیک می پنداشت که هوا همراه زمین در حال حرکت است و از طرفی وی در نظر داشت که اگر چنین بود پس ژرا دیگر اجسام آسمانی که در حال حرکتند، منهدم و نابود نمی شوند؟!
الگوی خورشید مرکزی کوپرنیک با عقاید و اصول ارسطو مغایرت جدی داشت.از طرفی چون در آن  زمان کلیسا طرفدار اصول ارسطو بود، به همین علت کتاب کوپرنیک را ممنوع اعلام کرد!
گرچه نظریه ی خورشید مرکزی از نظر علمی و مشاهادات نجومی با نظریه ی زمین مرکزی بطلمیوس سازگار بود اما از نظز فلسفی مغایرت داشت.چون کوپرنیک چهارچوب مرجع خود را از زمین به خورشید منتقل کرده بود که این انتقال چهارچوب از نظر فیزیک سینماتیکی امروز کاملا صحیح است.


خوشه های ستاره ای X و H
ساعت ۱٠:۱٥ ‎ب.ظ روز سه‌شنبه ٢ آذر ۱۳۸٩  

شب های پاییز اگر به پیکره برساوش نگاه کنیم، تقریبا در مرز این پیکره با پیکره ذات الکرسی متوجه خواهیم شد که خوشه ای دوگانه منطقه ای بیش از قرص ماه را می پو شاند، اما باید دانست که آنها دوقلوهایی همسان نیستند.  ، NGC869 که آن را با H می شناسیم، نسبت به خوشه مجاورش دارای ستاره های بیشتری است، خوشه دیگر که NGC884 نام دارد ، شامل تعدادی ستاره غول است و پیر تر است، برخی از این غول ها با رنگ نارنجی در تصویر نمایان اند، آن را همچنین X هم می نامیم،

پیکره برساوش 

از نظر فیزیکی می توان گفت که سن دو خوشه تقریبا برابر است چرا که هر دو دارای ستارگانی هم نوع هستند.

هر دوی آنها در بازوی کهکشان ما سکنی دارند، این دو خوشه در فاصله حدود 7000 سال نوری از ما،  قرار دارند ، NGC884 در فاصله 7500 سال نوری از ماست و دیگر خوشه تنها 300 سال نوری از همدمش به ما نزدیک تر است.


این خوشه های باز که به راحتی با دوربین دوچشمی ردیابی می شوند و حتی در آسمان های تاریک می توان با چشم غیر مسلح ناظر آنها بود.

در حقیقت این دو خوشه در سال 130 قبل از میلاد مسیح، در فهرست هیپارخوس، منجم یونانی درج شده بودند.


اکنون نام آنها در بین منجمان با خی - اچ (x-h) شناخته می شود.

خوشه های ستاره ای X و H