گرچه تلسکوب را دانشمندان دیگری اختراع کردند ٰاما گالیله اولین دانشمندی بود که دریافت ابزاری که از ترکیب  دو عدسی با انحنایهای متفاوت ساخته می شود ٰ در اخترشناسی قابل استفاده است و میتوان با آن اجسام دوردست آسمان را نزدیکتر دید . اولین تلسکوب جگالیه متشکل بود از یک عدسی بزرگ مثبت ( ضخیمتر در مرکز )که در یک سرلوله جای داشت  و یک عدسی منفی کوچکتر و کاملا خمیده ( نازکتر در مرکز ) که در سردیگر لوله قرار گرفته بود . او با نگاه کردن از عدسی کوچکتر ٰ اجسام دوردست را نزدیکتر دید و توانست به درشتنمایی زیادی دست یابد . چون کج شدن نور را هنگام عبور از ماده شکست مینامند ٰ تلسکوب گالیله تلسکوب شکستی نامیده شد .

برای تغییر جهت نور ٰ از آینه هم می توان استفاده کرد . مسلما ٰ همه می دانند که آینه تخت چنین می کند  و تصویری که در آینده دیده می شود ٰ نتیجه بازتاب نور اجسام از آن است . شاید بیشتر مردم به درستی ندانند که میتوان آینه های خمیده ای  ساخت که خواص مشابه با خواص عدسیها داشته باشند  آینه صورت یتراشی ٰ معمولاً انحنایی دارد که تصویر صورت را بزرگتر از آنچه که در آینه تخت دیده می شود ٰ نشان میدهد . اختر شناسان ٰبه ویِه نیوتون ف دریافته بودند که با آینه ای خمیده ٰ که مرکز آن نازکتر و لبه هایش ضخیمتر است ٰ میتوان تلسکوپی بسیار شبیه به تلسکوپ گالیله ساخت . چون در این نوع تلسکوپها ٰبه عوض شکست نور ٰ کار اصلی را بازتاب نور انجام میدهد ٰ آنها را تلسکوپهای  بازتابی  می نامند .

 تلسکوپ شکستی

 دو راه برای طراحی تلسکوپهای شکستی وجود دارد . در هر دو طرح ٰ عدسی مثبت بزرگی به کارمی رود که جزء اصلی برایگرد اوری نور است و شیئی نامیده می شود . تفاوت این دو طرح ٰ در ماهیت عدسی دیگری است که در سر دیگر لوله تلسکوب جای می گیرد  و چشمی نام دارد . این وظیفه چشمیاست که پرتوهای نور گرد آوری و خمیده شده به وسیله شیئی را بگیرد ٰ و آنها را دوباره در مسیری مستقیم در اورد ٰ به طوری که چشم  پرتوهای نور را چنان مشاهده کند که گویی موازی هم هستند . چشمی میتواند عدسی منفی باشد ٰکه گالیله هم از چنین عدسی استفاده کرد ٰ یا می توان عدسی مثبت باشد . در صورت استفاده از عدسی منفی ٰ می باید آنرا در فاصله مناسبی از شیئی قرار داد .به طوری که نور را پیش از جمع شدن در یک نقطه ( یعنی کانون یا نقطه شیئی ) موازی کند . هنگامی که چشمی ٰ عدسی مثبت است ، آن را پس از نقطه کانونی شیئی  قرار می دهند ٰ یعنی پس از آن که نور در یک نقطه جمع شد و شروع به پخش شدن کرد ٰ به چشمی می رسد ٰ عدسی مثبت ٰ پرتوهای نور را دوباره  می شکند به طوری که پرتوها موازی هم بیرون می آیند .

هر کدام از این طرحها که ٰ در آنها عدسیهای ساده ای به کار می رود ، عیبهای دارند . عیب تلسکوب گالیله ای این است که میدان دید آن ( مساحت تصویری که یدده می شود ) محدود به اندازه کوچکی است اگر تلسکوب بزرگی از این نوع بسیازیم  ومثلا  با آن ماه را نگاه کنیم در هر لحظه تنها بخش کوچکی از ماه را می توانیم ببینیم . این مسئله کاملاً مهمی است که در ساختن تلسکوپهای  بزرگی ازنوع گالیله ای وجود دارد و به همین دلیل تاکنون تعداد بسیار کم توان از این تلسکوپها ساخته شده است . امروزه از این طرح تنها در ساختن تلسکوپهای بسیار کم توان یا دوربینهای تماشاخانه استفاده  می کنند .

تلسکوپ شکستی نوع دوم ٰ که در آن از دو عدسی مثبت استفاده می شودٰ عیب دیگری دارد که کاملاً متفاوت است . این تلسکوپها ٰ حتی نهایی که بیار بزرگند و درشتنماییهای بالایی دارند ف میدان دید وسیعی می توانند داشته باشند . اما در آنها عیبی وجود دارد که در تلسکوپهای گالیه ای نیست . مقدار کج شدن مسیر امواج نورٰ هنگام ورود به عدسی ٰ تا اندازه ای به طولموج نور بستگی دارد . به همین دلیل ، عدسی شیئی تلسکوپ ٰ رنگها ی مختلف نور را تحت زوایای مختلف کج می کند ، بنابراین تصویر تشکیل شده به وسله تلسکوپی که تنها ازدو عدسی مثبت درست شده ٰ تصویری است که در آن رنگهای مختلف در مکانهای نسبتاً متفاوت کانونی شده اند . در این صورت ، اگر به تصویر ستاره دوردستی نگاه کنیم و چشممان به بخش آبی نور میزان شده باشد . ٰ بخش  قرمز تصویر محو دیده خواهد شد . در تلسکوپ گالیله ای ٰ چنین مسئله ای وجود ندارد ٰ زیرا عدسی منفی چشمی این اثر را تقریبا حذف می کند . اما در تلسکوپ متشکل از عدسیها مثبت ٰ اثر گفته شده خود را نشان  می دهد . این عیب بیراهی رنگی نامیده میشود و محدودیتی جدی در طراحی تلسکوپهای شکستی  ایجاد می کند .

در سالهای دهه 1800 میلادی کشف شد که با استفاده از دو عدسی ساخته شده از دو نوع شیشه متفاوت که خواص شکستی متفاوت دارند ٰ می توان اثر ابیراهی رنگی را به مقدار زیادی کاهش داد .شیئی چنین تلسکوپی مشتکل از یک عدسی مثبت از یک نوع شیشه ٰ و یک عدسی منفی ( با انحنای کم ) از یک نوع شیشه دیگراست که به هم چسبیده اند . عدسی منفی را چنان انتخاب می کنند که نسبت به عدسی مثبت اثر شکستی کمتری داشته باشد         ( یعنی شاخص شکست آن پایین باشد ) .

عدسی منفی تاثیر ناچیز برکج شدن نور می گذارد و از این رو ٰضخامت آن برای تصحیح ابیراهی رنگی کافی است . تلسکوپی که شیئی آناز این نوع است ٰ تلسکوپ آکروماتیک ( بی رنگ یا نافام ) نامیده می شودو عملا تمام تلسکوپهای نجومی نوع شکستی ٰ تلسکوپهای آکروماتیک هستند .

بزرگترین تلسکوپهای شکستی در جهان دارای شیئی هایی به قطر 90 تا 100 سانتیمتر هستند ٰ که چشمیهای آنها در فاصله حدود 12 تا 15 متر از شیئی ٰ در سردیگر یک لوله بسیار دراز قرار گرفته اند بزرگترین تلسکوپ از این نوع در رصد خانه یزکیز ٰ وابسته به داشنگاه شیگاگو ٰ در ویسکانس امریکاقرار دارد که قطر شیئی آن حدود 1 متر ( 40 اینچ ) است . این شیئی آکروماتیک استو رنگهای مختلف نور را تقریباً به طور دقیق در یک کانون گرد می آورد . تلسکوپهای شکستی بزرگتر از این تاکنون ساخته نشده اند ٰزیرا معلوم شده است که شیئی تلسکوپ یرکیز ٰ تقریباًبزرگترین شیئی ای است که عملا میتوان ساخت.

اگر شیئی بزرگتر از این اندازه باشد ٰ وزن شیشه آن سبب می شود که عدسی تاب بر دارد  و به اعوجاج تصویر بینجامد . از طرف دیگر تلسکوپهای بازتابی مشابه یا دارای اندازه ٰبزرگتر از این ٰارزانتر و به راحتی نیز ساخته می شوند .

تلسکوپهای بازتابی

تلسکوپهای بازتابی اساسا‍ً شبیه به تلسکوپهای شکستی هستند . بازتابی انواع گوناگون دارند  که تفاوت آنها در نحوه بیرون آوردن کانون از لوله تلسکوپ است . در نوع نیوتونی ٰ از یک آینه تخت کوچک استفاده می شود که در دهانه لوله تلسکوپ با زاویه 45 درجه قرار دارد . این آینه ٰ پرتوهای نور باز تابیده از آینه شیئی یا اصلی را از یک سمت لوله خارج می کند ، که در انجا می توان با چشمی یا ابزارهای نجومی دیگر ٰ نور را دریافت و بررسیکرد . این نوع ، ساده ترین و ارزانترین نوع تلسکوپ شکستی است و اغلب اخترشناسان آماتوراز چنین تلسکوپهایی استفاده می کنند . در سراسر جهان چندین هزار عدد از این تلسکوپها وجود دارد و بیشتر در دست کسانی دیده می شود که کاوش ستارگانو سیارات ع سرگرمی آنان  است . 

بزرگترین تلسکوپ نیوتونی جهان ، در رصد خانه مونت ویلسونٰ در کالیفرنیا قرار دارد و قطر آینه آن در حدود 5/2 متر ( 100 اینچ ) است . این رصد خانه درسال 1918 تاسیس شد . ضخامت آینه تلسکوپ مونت ویلسون به 45 سانتیمتر می رسد . این تلسکوپ چنان سنگین است که آن را در درون مخزنی از جیوه شناور ساخته اند تا حرکت یکنواخت و همواری داشته باشد . وزن کل قسمتهای متحرک تلسکوپ 100 اینچی ٰچندین تن است . کانون نیوتونی در انتهای بالایی لوله تلسکوپ واقع است و فاصله آن از کف رصد خانه – هنگامی که تلسکوپ در حالت عمودی قرار دارد – به اندازه ارتفاع یک ساختمان سه طبقه است . اختر شناسان با قرار گرفتن در یک سکوی متحرک که توسط چند کابل از سقف گنبد رصد خانه آویزان است ع خود را به کانون آینه می رسانند .

متداولترین نوع تلسکوپهای بازتابی که امروزه مورد استفاده اند ، با تلسکوپهای نیوتونی تفاوت دارند در این تلسکوپها به جای استفاده از آینه تخت در کانون ، از یک آینه خمیده استفاده می شود که تصوری رابه سوی آینه اصلی باز می تاباند . در این حالت ٰ آینه اصلی ٰ حفره ای در مرکز دارد که نوربازتابیده از آینه خمیده دوم از داخل آن می گذرد و در انتهای تحتانی لوله تلسکوپ کانونی می شود تا به وسیله عدسی چشمی یا ابزارهای نجومی دیگر بررسی شود . حفره ای که در آینه اصلی ایجاد شده است ، تاثیری بر تصویر اجسام ندارد ، جزآنکه تا حدی مساحت کل آینه را کاهش می دهد . از این رو تصویرنهایی اندکی کم نورتر می شود . همین طور ، آینه دوم که معمولا محدب است ( و در این صورت تلسکوپ را کاسگرنی می نامند چون نخستین سازنده این نوع تلسکوپ یک فرانسوی به نام کاسگرن بود

که در سده هفدهم می زیست ) جلوی بخشی از نور را می گیرد . تلسکوپ کاسگرنی از این جهت بر تلسکوپ نیوتونی برتریدارد که در آن ، تصویر در انتهای تحتانی تلسکوپ تشکیل می شود و به راحتی در اختیار اختر شناس قرار می گیرد . همچنین تجهیز تلسکوپ با ابزارهای کمکی ( مثلا طیفنما) راحت تر است .

نوعسوم تلسکوپهای بازتابی  ، نوع است که در آن آینه دوم به کار نرفته و خود اختر شناس درکانون اصلی ، یعنی در نقطه کانون آینه اصلی در انتهای فوقانی تلسکوپ قرار دارد  می گیرد . این طرح فقط برای تلسکوپهای بسیار بزرگ مناسب است ،زیرا در غیر این صورت محفظه ای که اختر شناسدر آن قرار می گیرد ، جلوی ورود درصدی بیشتری از نور را می گیرد . همه تلسکوپها بزرگ جهان – یعنی تلسکوپ200 اینچی مونت پالومار در آمریکا ، تلسکوپ دارند که اخترشناس در آن جای می گیرد .

تا به کانون اصلی دسترسی داتشه باشد . برای رسیدن به این قفس اختر شناس از طریق نردبان یا آسانسوربالا می رود ، درون قفس قرار می گیرد و همراه با تلسکوپ به سوی جسمی که می خواهدبررسی یا عکسبرداری کند ، به منظور انکه از تیرگی بیشتر ناشی از وجود این قفس جلوگیری شود آن را تا حد ممکن کوچک می سازند .

چهارمین طریق انتقال نقطه کانونی اصلی در تلسکوپهای بازتابی ع طریقه ای است کاملا خاص و نیازمند چندین بازتابنده و آینه اضافی ، آن را کانون می نامند . کوده می نامند . کوده در زبان فراسنوی به معنی زانو  است مزیت این روش آن است که کانون هموراه در کی نقطه  ثابت  است . یک سری اینه در تلسکوپ و در قید های استقرار  آن کانون را به بیرون تلسکوپ منتقل می کنند و آن را به اتاق زیرین گنبد رصد خانه می رسانند . در این صورتمی توان ابزارهای بسیار بزرگ و سنگین را برای تجزیه و تحلیل تصویر به کار برد ، بدون اینکه این ابزارها به تلسکوپ متصل باشند . معمولاً طیف نگارهای بزرگ که حجیمتر و سنگینتراز آنند که همراه با تلسکوپ حرکت کنند ، در اتاقی که دمای آن تحت کنترل است قرار داده می شوند و نور کانونی شده توسط تلسکوپ به این اتاق هدایت می شودتنها تلسکوپهای بسیاربرزگ دارای کانون کوده هستند .کوچکترین تلسکوپ بازتابی دارای کانون کوده به ناسا تعلق دارد و در کالیفرنیا واقع است . قطر آینه اصلی این تلسکوپ 24 اینچ است و تلسکوپ مخصوصا‍ برای مطالعات طیفنمایی سیارات پر نور طراحی شده است . 

بیشتر تلسکوپهای بسیار بزرگ جهان که کانون کوده دارند ، چنان طراحی شده اند که با تغییر دادن چند آینه می توان آنها را به صورت کاسگرن یا کانون اصلی در آورد .

 تلسکوپهای بازتابی ، کاملا آکروماتیک هستند ، تمام رنگهای نور از سطح آینه ، تحت زاویای یکسانبازتابیده می شوند . از اینرو در این تلسکوپها خطای رنگ ، که از معایب تلسکوپهای شکستی است ، وجود ندارد . با وجود این محدودیتی در میدان دید این تلسکوپهاوجود دارد . تصویرٰ در کناره های میدان مورد مشاهده ، اعوجاج پیدا می کند . این اعوجاج که کما نامیده می شود ، ناشی از این امر است که نور لبه های میدان، با هم در یک کانون گرد نمی آید . عدسیهای تصحیح کننده که آکروماتیک هستند ٰ برای تصحیح خطای کما به طور موثری به کار می آيند.

بهترین نمونه این روش ، به توسط برنارد اشمیت در سال 1930 تکمیل شد. او یک عدسی بسیار نازک تصحیح کننده ٰکه دقیقاً برای تصحیح ابیراهی کروی آینه اصلی انحنا یافته بود . در انتهای فوقانی تلسکوپ بازتابی قرار داد . طرح اشمیت عمدتا‍ در تلسکوپهای عسکبرداری بسیار بزرگ به کار می رود . این تلسکوپها را معمولا دوربین اشمیت می نامند و با آنها عکسبرداری سریع از بخشهای بزرگ از آسمان به راحتی امکان پذیر است ٰ بزرگترین تلسکوپ اشمیت ، با آینه ای به قطر 52 اینچ در آلمان فدرال قرار دارد .

توان درشتنمایی

سه مشخصه که تلسکوپ را وسیله سودمند در اختر شناسی می سازند عبارتند از توانایی بزرگ کردن اندازه ظاهری یک جسم دوردست ( توان درشتنمایی ) توانایی نورانیتر نشان دادن اجسام  ( توان گرد آوری نور )و توانایی مشخص کردن نمودها کوچک مقیاس در اجسام دور ( توان تفکیک در شتنمایی تلسکوپ به میزان کج شدن نور در عدسی شیئی آن بستگی دارد . این را میتوان از میزان انحنای عدسی به دست آورد ، یا به طور مرسوم از فاصله ای که عدسیدر آن فاصله تصویر را تشکیل را میدهد (که به آنفاصله کانونی می گویند ) اگر انحنای سطوح عدسی کم باشد ٰ فاصله کانونی بیشتر است . برای مثال ،اگر عدسی اصلا‍ انحنا نداشته باشد ٰ یعنی درواقع تکه شیشه ای تخت باشد . هیچ تصویری تشکیل نمی شود . در این صورت فاصله کانونی بی نهایت است از طرف دیگر ، اگر انحنای عدسی خیلی زیاد باشد ، تصویر در فاصله بسیار کوتاهی از  از آن تشکیل می شودو در نتیجه ،فاصله کانونی آن کوتاه است . به منظور رسیدن به درشتنمایی زیاد ،تلسکوپ باید کاری کند که چشم ،جسم مورد نظر را  تحت زاویه بزرگتریببیند . با استفاده از یک چشمی پرتوان ( یعنی با فاصله کانونی کوتاه ) می توان به این هدف رسید . اما باید فاصله کانونی عدسی شیئی نیز نسبتاً بزرگ باشد . وقتی که فاصله کانونی شیئی بزرگ باشد ، تصویر جسم را تحت زاویه کوچکتری ایجاد می کند . اگر چشمی و شیئی فاصله کانونی یکسانی داشته باشند ، آنگاه شیئی نور را به مقداری معین کج میکند و چشمی نیز به همان مقدار نور را باز می کند . نتیجه آن می شود که تلسکوپ اصلاً درشتنمایی نداشته باشد . برای دست یافتن به حداکثر درشتنمایی ، فاصله کانون شیئی تلسکوپ باید تا حد ممکن بلند و فاصله کانونی چشمی تا حد ممکن کوتاه باشد.

تلسکوپی که فاصله کا نونیشیئی آن 100 سانتیمتر و فاصله کانونی چشمی آن 1 سانتیمتر باشد، دارای درشتنمایی 100 است . هنگام رصد کهکشانهای دوردست با تلسکوپ 200 اینچی مونت پالومار که فاصله کانونی آینه اصلی آن 700 اینچ، معادل 1764 سانتیمتر است ) از عدسی چشمی ای با فاصله کانونی 1 اینچ ( 5/2 سانیتمتر ) استفاده می کنند . در انی صورت ، درشتنمایی تلسکوپ به 700 می رسد . برای محاسبه توان درشتنمایی هر تلسکوپ کافی است که فاصله کانونی شیئی را برفاصله کانونی چشمی تقسیم کنیم .

توان درشتنمایی ،لزوما‍  مهمترین توان تلسکوپ نیست . اصولا ساختن تلسکوپی با توان درشتنمایی تلسکوپ مونت پالومار ، حتی برای یک دانش آموز امکان پذیر است . کافی است که یک عدسی شیئی مثلا به قطر 3 اینچ و فاصله کانونی 700 اینچ بخریم یا بسازیم و آن رادر سر یک لوله 700 اینچی نصب کنیم اگر یک عدسی چشمی با فاصله کانونی 1 اینچ در سر دیگر لوله قرار دهیم و سپس به ماه نگاه کنیم، تصویر ماه را 700 بار درشتر می بینیم . اما مشکلات زیادی در سر راه این کار وجود دارد که کاربرئ عملی چنین تلسکوپهای را ناممکن میکند . حتی اگر بتوانیم لوله این تلسکوپ را به خوبی بسازیم و اثر چرخش زمین به دور محورش را حذف کنیم ( یعنی لوله تلسکوب را در خلاف جهت چرخش زمین جابه جا کنیم تا میدان دید در اثر چرخش زمین تغییر نکند بزرگترین مایه یاس نورانیت تصویری است که ازتلسکوپ می بینیم . در تلسکوپی که قطر شیئی آن بسیار کم اما فاصله کانونی آن بسیار زیاد است ٰ تصویر ایجاد شده چنان کم نور است که اصلاً قابل مقایسه با تصویر ایجاد شده در تلسکوپ 200 اینچی نیست . این واقعیت را با آوردن مثال دیگری بهتر می توان فهمید. فرض کنید که تلسکوپی ساخته  شده است که قطر شیئی آن به همان اندازه بسیار زیاد باشد  مثلا اجسام را 700 بار بزرگ نشان دهد ، چشم از طریق آن بهمان اندازه نور دریافت می کند که بدون استفاده از آن . اما در این حالت ٰ نور به چنان درشتنمایی می رسد که بخش بسیار بزرگی از میدان دید ظاهری را در بر می گیرد ، یعنی مساحت میدان دید 700 بار بیشتر از میدان دید بدون تلسکوپ است . بنابراین ، اگر با این تلسکوپ به ماه نگاه کنیم ، تصویر ماه 000/500 بار کم نورت از تصویری است که بدون تلسکوپ می بینیم . با چنین کاهشی در  نورانیت اصلا گمان نمی رود که تصویری دیده شود .

چون اختر شناسان با اجسام دور و بسیار کم نور سر وکار داریم ، استفاده از تلسکوپهای که توان گرد آوری نور آنها تا حد ممکن زیاد باشد ، بسیار مهم است . توان گرد آورینور از روی مقدار نوری که از اجسام دور دست می رسد  تعیین میشود و به مساحت شیئی تلسکوپ بستگی دارد .

برای مقایسه توان گرد آوری نور در تلسکوپهایی با اندازه مختلف ، مساحت شیئی های آنها را مقایسه می کنیم . به عبارت دیگر توان دوم قطر شیئی آنها را مورد مقایسه قرار می دهیم . برای مثال  توان گرد اوری نور تلسکوپ 200 اینچی در مقایسه  با یک تلسکوپ 3 اینچی  4000 بار بیشتر است ، زیرا 4000 =3 :   200   یعنی اینکه اخترشناسان با تلسکوپ 200 اینچی ، تصویر یک جسم را 4000 بار نوانتیر از تصویری می بیند که تلسکوپ 3 اینچی ایجاد می کند . بیشتر اجسام کیهانی در فواصل بسیار دوردستی قرار دارند که بدون استفاده از تلسکوپهای بزرگ نمی توان آنها را رصد کرد . به همین دلیل است  که اختر شناسان  سعی می کنند تلسکوپهای بسیازند که شیئی های آنها تا حد ممکن بزرگ است .

توان تفکیک

سومین توان تلسکوپ که اهمیت زیادی در اخترشناسی دارد ، توان تفکیک است . سه اثر عمده توان تفکیک را محدود می کنند . اولین آنها کیفیت عدسی یا آینه است . وجود عیب در شکل یا نحوه صیقل دادن قطعات نوری تلسکوپ سبب اعوجاج تصویر و کاهش توان تفکیکموثر تلسکوپ می شود . اگر با تلسکوپیکه چنین عیبی دارد به قسمت کوچکی از ماه ٰ مثلا یه یک گودال ، نگاه کنیم ، آن را محو و شاید غیر قابل تشخیص ببینیم . در حالی که همین گودال ماه با یک تلسکوپ بی عیب به خوبی دیده می شود . تلسکوپهای حرفه ای نجومی ، قطعات نوری تقریباً کاملی دارند واز این رو در آنها محدودیتی از این نظر وجود ندارد . در مواردی استثنایی مثلا در شبی سرد بعد ازیک روز گرم ، به علت تغییر سریع دما ؛شکل تلسکوپ اندکیاعوجاج پیدا می کند . اختر شناسان به ویِژه نگران چنین آثاریهستند مواظبند که از بروز آنها پیشگیری کنند . خنک کردن محوطه تلسکوپ ، ساختن آینه تلسکوپ ها از موارد بخصوصیکه در اثر تغییر دما تغییر شکل بسیار ناچیز دارند ( مثلا پیرکس ) و گشودن دریچه گنبد رصد خانه بلافاصله بعد از غروب آفتاب و تعدیل دمای رصد خانه از جمله اقدامات پیشگیری کننده است تلاطم جوی برر فراز رصد خانه ، دومین عاملی است که توان تفکیک تلسکوپ را محدود می کند . البته چنین محدودیتی در تلسکوپهاواقع بر ایستگاهها ی فضایی وجود ندارد ،اما در درصد خانه های زمین مهمترین عامل محدوده کننده  توان تفکیک تلسکوپ های بزرگ  است . به سبب اختلاف دما و حرکتها تلاطمی  هوا ، هم در نزدیکی سطح زمین و هم در ارتفاعات بالا ، حرکتهای در جو پدید می آید  که تصویر ایجاد شده در تلسکوپ را ، به ویژه هنگام استفاده از درشتنمایی های زیاد ، محومی کند . هرکس که ماه را ، با تلسکوپی که توان درشتنمایی زیادی دارد ، نگاه کرده باشد با این مسئله آشناست . اغلب تصویر ماه به آرامی می رقصدو در نتیجه جزیئات آن به طور نامشخص دیده می شود . این حالت ع در شبهای مختلف به طور متفاوتی بروز می کند ، گاه تصویری تقریبا ثابت  و کامل  می توان به دست آورد  و گاه تصویری بسیاربد. اختر شناسان این شرایط جوی رصد خانه را دید می نامند و حل مسائل نجومی بسیار مهمی در گروه میسر شدن دید مطلوب است .  رصد خانه های معینی در جهان وجود دارند که دید آنها بهتر از رصد خانه های دیگر است . از میان بهترین آنها دو رصد خانه را می توان نام برد : رصد خانه شیلی ( که مشترکا توسط ایالات متحد امریکا و شیلی در ارتفاع 2400 متری دامنه های آند در سرو تولولو ،در شیلی ساخته شده )و رصد خانه مونت کی که توسط دانشگاهها وایی ارتفاع 4100 متری کوه آتشفشانی کی بنا شده است ) در رصدخانه ای که دید متوسط دارد ، مشاهده جزئیات تصویر به حدود 2 ثانیه قوسی محدود می شود .این معادل است با اندازه زاویه ای یک سکه 5 ریالی که بدون تلسکوپ از فاصله 3 کیلومتری مشاهده شود .

سومین عامل محدوده کننده توان تفکیک تلسکوپ را باید در ماهیت نور جست . چون نور از بعضی جهات خواص موج را دارد ، در کناره های محیطی که از آن یگذرد ، - مانند امواج آب ، می شکند . اینپدیده را تفرق یا پراش می گویند  که در تلسکوپ سبب محدودیت وضوح تصویر می شود . و به قطر شیئی تلسکوپ و طول موج نور بستگی دارد . به سبب این محدودیت ، تلسکوپهای با دهانه بزرگ ، در نوری با طول موج کوتاهتر فواصل کوچکتری را می توانند تفکیک کنند . به طور نظری ، یک تلسکوپ 5 اینچی می تواند دو ستاره را که در فاصله 1 ثانیه قوسی  از هم قرار دارند ، تفکیک کند ، در حالی که توان تفکیک نظری تلسکوپ 200 اینچی 5 400   بار بیشتر است ( معادل 25٪ ثانیه قوسی ) این ارقام در مورد نور مرئی است . اما در نور فرابنفش فواصل کوچکتر از این را هم میتوان تفکیک کرد . حال اگر همین دو ستاره را در طول موجهای بلندتر ، مثلا درنور قرمزیا فروسرخ بررسی کنیم ، توان تفکیک کاهش می یابد و به زحمتم یتوان آنها را از هم تمیز داد . در مورد امواج رادیویی که طول موجشان میلیونها برابر طول موج نور مرئی است ، توان تفکیک    از هم فاصله دارند .

تلسکوپ رادیوی

تلسکوپهای مورد استفاددر اختر شناسی رادیویی و تلسکوپهای نوری اساس مشابهی دارند ، اما شکل آنها متفاوت است . طرح مناسب یک تلسکوپ رادیویی بستگی زیادی به طول موجهای مورد مطالعه دارد و تلسکوپ رادیویی که برای مطالعه طول موج های کوتاهتر ( در حدود میلیمتر ) ساخته م یشود از ، نظر شکل به تلسکوپهای بزرگ نوری شبیه است . این تلسکو پها ، به دولیل ، بزرگتر ساخته می شوند .

نخست به دلیل اینکه طول موج مورد مطالعه  نسبتاً  بلند است (1 یک هزارم متر به جای 5 ده میلیونیم متر ) لزومی ندارد  که همچون تلسکوپهای نوری بسیار دقیق و دارای سطوح کاملا پایدار باشند . برای طول موجهای میلیمتری می توان از صفحات فلزیی استفاده کرد کهسطح کاملا صیقل خورده  ندارند و سنگین هم نیستند . دلیل دوم بزرگی تلسکوپهای رادیویی ایناست که توان تفکیک این نوع تلسکوپه بسیار ناچیز است . یک تلسکوپ نوری 200 اینچی میتواند  یک سکه 5 ریالی راغ ( در شرایط مناسب ) از فاصله 15 کیلومتری تشخیص دهد ،اما تلسکوپ  رادیویی 200 اینچی از همین فاصله ، قادر به تشخیص یک زمین فوتبال نیست . اختر شناسان در تلاشند که بزرگترین رادیویی ، تجهیزات مکانیکی و پایه های مناسب آنها را بسازند . در تلسکوپهای رادیویی موج کوتاه ، قطر آینه گرد آورنده معمولا بیشتر از 10 متر است . این مقدار بزرگتر از قطر بزرگترین تلسکوپهای نوری جهان است .

در تلسکوپهای رادیویی ، که از آینه ای مشابه آینه های بازتابگر استفاده می شود ، نورسنج یا عدسی چشمی در کانون اصلی آینه قرار ندارد ، بلکه یک گیرنده رادیویی وجود دارد که سیگنالهای رادیوییرا می گیرد و آنها را با سیم به دستگا ههای  مختلف انتقال می دهد تا تجزیه و تحلیل شوند  بیشتر تلسکوپهای رادیویی جدید  قادرند که به طور همزمان طول موجهای تابش مختلفی را دریافت و تجزیه و تحلیل کنند و بیشترین بازده را داشته باشند . بسیاری از تلسکوپهای رادیویی استقرار معدالنهار دارند ، اما این روش استقرار ، برای تعداد از بزرگترین آنها ( با قطر 70 تا 100 متر ) مناسب نیست  و بنابراین تلسکوپهای رادیویی بسیار بزرگ به روش سمت ارتفاعی مستقر شده اند .

مسئله تفکیک در طول موجهای بلند ، مسئله ای بسیار جدی است . اخترشناسان    رادیویی برای حل این مشکل چندین تلسکوپ را در مساحتی تا حد ممکن بزرگ ، به ترتیب خاص برپا می کنند . چنین آرایه هایی را تداخلسنج می نامند . اگر چندین تلسکوپ رادیویی به طور همزمان سیگنالهای را دریافت کنند و این سیگنالها به طور همزمان تجزیه و تحلیل شوند ٰ توان  تفکیک زیادی به دست می آید .   

در بزرگترین آرایه هعای دائمی ، تلسکوپهای رادیویی به فاصله چند کیلو متر از هم قرار داده می شوند . اما اخیرا اختر شناسان به روشی روی آورده اند که در آن دو تلسکوپ رادیویی در فاصله هزاران کیلو متر از هم ، به طورهمزمان ، به رصد می پردازند و سیگنالهای دریافت شده مورد تجزیه و تحلیل قرار می گیرد  این روش مه تداخلسنجی بین المللی نامیده می شود توان تفکیکی در طول موجها رادیویی به دست می دهد که ده تا صد بار بهتر از توان تفکیک  در طول موجهای نوری است . به عنوان مثال ، رصد منابع رادیویی پرتوانی که کوازار نام دارند توسط تلسکوپهای رادیویی واقع در کالیفرنیا و استرالیا به طور همزمان انجام شده است .

تصویری که تلسکوپهای رادیویی از آسمان تهیه می کنند شباهتی به تصویر های حاصل از تلسکوپهای نوری ندارد . این تلسکوپهای به نقطه ای از آسمان نشان میروند و شدن سیگنالها را در طول موجهای مختلف اندازه گیری می کنند . با حرکت آرام تلسکوپ رادیویی نسبت به یک جسم آسمانی ، تصویر رادیویی آن ( به قیاس تصویری نوری ) به دست می آید . سپس ، اختر شناسان رادیویی ، این تصویر را برحسب انرژی گسیل شده در طول موجهای مختلف از نقاط مختلف ، تجزیه و تحلیل می کنند .

          >

ببخشید که دیر به دیر آبدیت می کنم

امروزم مطلب جدید ندارم فقط اومدم تولد حضرت مهدی رو به همه تبریک بگم

این رز بزرگ بر همه مبارک

در این پست در مورد فضای بین ستاره ای و فعل و انفعالاتی که در این فضا ها وجود دارد می خواهم صحبت کنم
ستاره هنگامی متولد می شود که مواد و شرایط مناسب برای تشکیل آن فراهم شود حال اینکه چه واکنشهایی و چه شرایطی باید وجود داشته باشند تا ستارگان بزرگی و خرد بوجود بیایند؟
بطور کلی بخش وسیعی از ماده ی میان ستاره ای را گرد و غبار تشکیل می دهند که غالبا به شکل ابر هایی چگال هستند , هیدروژن فراوان ترین عنصر جهان است بیشترین بخش گاز میان ستاره ای را نیز تشکیل می دهد و آن را به سه شکل می توان یافت : اتمهای خنثی  ,  مولکول و اتمهای یونیزه

هیدروژن خنثی

با تلسکوپ های نوری رویت هیدروژن خنثی امکان پذیر نیست به همین دلیل سال ها مشاهده ی آن ممکن نبود تا اینکه در سال 1944 میلادی اختر شناس آلمانی به نام اچ سی وان دهولست با محاسبه نشان داد اتمهای هیدروژن می توانند امواج رادیویی به طول موج 21 سانتی از خود گسیل کنند .
محاسبات او نشان می داد  هنگامی که اگر الکترون به تراز انرژی بالاتری برود هنگام بازگشت به تراز انرژی پایین تر مقداری از انرژی خود را از دست می دهد به خاطر اینکه ساده و راحت ترین شیوه برای از دست دادن انرژی ساطع کردن آن به شکل نور است  ما نیز این نور را می توانیم دریافت کنیم
بعداز مدتی دانشمندان به ویژگی دیگری در اتم پی بردند که اسپین بود
الکترون و پروتون هم می توانند در یک سو بچرخند و هم در خلاف جهت هم ولی پایداری اتم در حالتی بیشتر است که راستای اسپین الکترون خلاف اسپین پروتون باشد از این رو اگر به دلایلی راستای اسپین هر دو در یک سو شود اتم نا پایدار شده و الکترون می خواهد راستای اسپین خود را عوض کند در این روند مقدار کمی انرؤی آزاد و گسیل می شود . به دلیل نا چیز بودن این انرژی طول موج آن بلند است .

هیدروژن مولکولی

یکی از مهمترین یافته های بشر در مورد فضای بین ستاره ای یافتن مولکول دوتایی هیدروژن بوده است
بین دو اتم هیدروژن  پیوند  ضعیف هیدروژنی برقرار است و این مولکول نمی تواند در ستارگان وجود داشته باشد زیرا  دمای زیاد  سبب شکسته شدن این پیوند و فاصله گرفتن اتم ها از هم می شود
نمود های مرئی طیف مولکول هیدروژن در بخش فرو سرخی طیف قرار دارند و در طول موجهایی است که جو  زمین به کلی از ورود آنها جلوگیری می کند از این رو آشکار سازی آنها توسط رصد خانه های زمینی به کلی امکان پذیر نیست .  تنها تلسکوپ های مستقر در فضا می توانند تمرکز هیدروژن بین ستاره ای را اندازه گیری کنند.نخستین آشکار سازی توسط ماهواره ی کپرنیک در سال 1972 انجام شد و معلوم شد در نواحی غبار آلود فضا تمرکز عظیمی از مولکولهای هیدروژن وجود دارد

هیدروژن بر انگیخته و یونییده

برخی از اتمهای هیدروژن درآنن    که چگالی هیدروژن خنثی بیشتر است تابشهای نوری گسیل می کنند معمولا این ابر های گازی داغ تر از محیط عمومی میان ستاره ای هستندزیرا میان آنها یک یا چند ستاره ی داغ وجود دارد
طبق قوانین تابش جسم سیاه ستارگان با دمای بالا بیشتر تابش خود را بصورت امواج پر انرژی و با طول موج کوتاه گسیل می کنند این تابش نیز عموما گازهای اطراف را گرم می کند و دمای آنها را تا 80000 کلوین بالا می برد اتمهای هیدروژن که در این حالت دمای بسیاری کسب کرده اند یونیده می شوند
وقتی اتم یونیده می شود ابن کار سبب گسیل شدن نور توسط اتم می شود زیرا در این حالت با پایین آمدن سطح انرژی اتم هنگام بازگشت به تراز پایین تر نور از اتم گسیل می شود .
این نور گسیل شده در محذوذه ی نور مرئی قابل رویت است و به همین دلیل بر روی سطح زمین می توان آن را به کمک تلسکوپ تفکیک کرد .

اختر شناسان بخش های قابل رویت نواحی گازی را نواحی H l l  و ابر های هیدروژن خنثی را H l  می نامند . گفتنی است که نواحی  H l l  حدود 15 سال نوری درازا و جرمی معادل چند صد برابر جرم خورشید را دارا می باشند .

به سلامتی و میمند امتحانات رو گند زدم و اومدم

امروز کلی عکس خوب آوردم  :

یکی از دوستانم ۱سوال پرسید از من و گفت نجوم رو چرا دوست داری!؟ جوابش رو با این عکس میدم

سطح زحل:

 منبع عکس ها: nasa.gov

به نظرم بی معرفتی اومد که بدون خداحافظی ۱مدت نباشم و برم

امتحانات فردا  چهرشنبه ۱ خرداد ساعت ۸ صبح شروع میشه و یه مدت مجبورم نیام نت و آپدیت نکنم

پس

تا ۲۵ام...

http://new.petitiononline.com/sos02082/petition.html   خلیج فارس یادتون نره ! مال ماست !

مفهوم جسمي بسيار پرجرم كه حتي نور نيز نمي تواند از آن بگريزد نخستين بار در سال 1783 توسط يك جغرافي دان انگليسي به نام جان ميشل ارائه شد. در آن زمان، تئوري نيوتني گرانش و مفهوم سرعت گريز شناخته شده بود. ميشل حساب كرد كه اگر اندازه جسمي 500 برابر شعاع خورشيد باشد و چگالي اي برابر با چگالي خورشيد داشته باشد، سرعت گريز برابر با سرعت نور خواهد بود و در نتيجه اين جسم غير قابل مشاهده مي باشد. به گفته خودش:
اگر نيم-قطر كره اي با چگالي مشابه خورشيد 500 برابر نيم-قطر خورشيد شود، جسمي كه از ارتفاع نامحدودي به سمت سطح آن مي افتد سرعتي بيشتر از سرعت نور خواهد داشت و اگر نوري از آن گسيل شود، به سرعت به سمت خودش جذب ميشود.

با اينكه ميشل فكر ميكرد اين پديده غير معقول است، اما در هر حال او اولين كسي است كه احتمال وجود اجسام نامرئي در كيهان را مد نظر قرار داد.

اگر ماده اي با جرم معين به اندازه اي متراكم شود كه به حجم كوچكي تبديل گردد و آن حجم براي چنين ماده‌اي بحراني باشد، ماده تحت تاثير گرانش خود شروع به انقباض مي نمايد. با انقباض بيشتر ماده ، فاجعه گرانشي گسترش مي‌يابد و آنچه كه فرو ريختن گرانشي ناميده مي شود، آغاز مي گردد. تمركز ماده در اين فرآيند افزايش مي يابد و طبق نظريه نسبيت ، انحناي فضا نيز به تدريج بيشتر مي گردد.
سرانجام لحظه اي فرا مي رسد كه هيچ پرتوئي از نور، ذره و نشانه فيزيكي ديگر نمي تواند از اين قسمت كه دچار فروريختن جرم شده ، خارج گردد. اين جسم به عنوان سياهچاله شناخته شده است. شعاع جسم در حال فرو ريختن كه به يك سياهچاله تبديل مي گردد، شعاع گرانشي ناميده مي شود. اين شعاع براي جرم خورشيد سه كيلومتر و براي جرم زمين 9/0 سانتي متر است.

در سال 1796، رياضي دان فرانسوي پير سيمون لاپلاس همين ايده را در ويرايش اول و دوم كتاب خود، آشكار سازي سيستم جهان (Exposition du Systeme du Monde) ارتقاء داد؛ كه البته در ويرايش هاي بعدي اين كتاب اثري از آن به چشم نمي خورد. در قرن نوزدهم به اين موضوع توجه زيادي نشد، زيرا در آن زمان نور را موجي بدون جرم در نظر ميگرفتند كه تاثيري از گرانش نمي پذيرفت.
در سال 1915، آينشتاين نظريه گرانشي خود را كه نسبيت عام نام گرفت منتشر كرد. او پيش از اين نيز نشان داده بود كه گرانش بر نور تاثير ميگذارد. چند ماه بعد، كارل شوارتزشيلد راه حلي براي ميدان گرانشي جرم نقطه اي ارائه دادو به اين وسيله نشان داد چيزي كه ما امروزه آن را سياهچاله مي ناميم از لحاظ نظري امكان وجود دارد.در حال حاضر شعاع شوارتزشيلد به عنوان شعاع افق رويداد يك سياهچاله غير چرخشي شناخته ميشود، اما در زماني كه او اين شعاع را معرفي كرد،به خوبي مورد درك و فهم قرار نگرفت. شوارتزشيلد خودش هم فكر ميكرد اين موضوع فيزيكي نيست.
در دهه 1920، چاندراسخار متوجه شد كه نظريه نسبيت خاص پيش بيني ميكند اگر جسمي كه از خود تابشي نميكند، بيش از 1.44 برابر جرم خورشيد جرم داشته باشد بر اثر گرانش مركز در خودش ريزش ميكند . عاملي هم كه بتواند جلوي چنين اتفاقي را بگيرد تا آن زمان شناخته شده نبود. كشف او با مخالفت شديد آرتور ادينگتون مواجه شد. او اعتقاد داشت كه قطعا"‌چيزي باعث ميشود كه فرو-ريزش ستاره متوقف شود. هر دوي آنها درست ميگفتند، زيرا كوتوله سفيدي كه از حد چاندراسخار (1.44 برابر جرم خورشيد) بيشتر جرم داشته باشد تبديل به ستاره نتروني ميشود. اما خود ستاره نوتروني هم اگر بيش از 3 برابر خورشيد جرم داشته باشد به فرو-ريزش خود ادامه ميدهد.
در سال 1939، رابرت اوپنهايمر و اشنايدر پيش بيني كردند كه ستاره هاي پرجرم ميتوانند دستخوش يك فرو-ريزش گرانشي شديد شوند. سياهچاله ها ميتوانستند در حقيقت وجود داشته باشند. اين اجسام در ابتدا براي مدتي با عنوان ستاره هاي يخ زده ناميده ميشدند؛زيرا مشاهده ها نشان ميدادند كه فرو-ريزش به سرعت آرام ميشود و در نزديكي شعاع شوارتزشيلد طيف آنها يه شدت به سمت قرمز متمايل ميشد. محاسبات رياضي نشان دادند كه يك ناظر بيروني سطح ستاره راه هنگامي كه از شعاع شوارتزشيلد عبور ميكند، يخ زده مشاهده ميكند. اين اجسام فرضي تا اواخر دهه 1960 مورد توجه و علاقه زيادي وقع نشدند. بيشتر فيزيكدانها بر اين باور بودند كه سياه چاله ها نتيجه عجيب و غريبي از راه حل بسيار متقارن و ايده ئال شوارتزشيلد هستند و اجسامي كه در خودشان فرو ميريزند در طبيعت تشكيل يك سياهچاله نميدهند.
توجه به سياهچاله ها دوباره در سال 1967 به علت تجربه ها و نظريه هاي جديد برانگيخته شد. استيون هاوكينگ و راجر پنروز اثبات كردند كه سياه چاله ها يك نتيجه كلي از نظريه گرانشي آينشتاين هستند و نميتوان آنها را فقط به چشم اجسامي كه در خود ريزش ميكنند نگاه كرد. پس از كشف پالسار ها توجه ها در محافل نجومي بار ديگر به سياهچاله ها جذب شد. در مدت كوتاهي پس از اين واقعه، جان ويلر (John Wheeler) براي اولين بار از اصطلاح سياه چاله استفاده كرد. اجسام قديمي تري كه ميشل و لاپلاس توصيف كرده بودند بيشتر اوقات با عنوان "ستاره هاي تاريك" شناخته ميشوند تا از سياهچاله هاي نسيبت عام تمايز داده شوند.

اگر خورشيد در اثر انقباض به كره‌اي با شعاع سه كيلومتر تبديل شود، به صورت يك سياهچاله در مي آيد.گرانش در سطح جسمي كه شعاعش با شعاع گرانشي جرم آن برابر مي باشد، فوق‌العاده شديد است. براي غلبه بر نيروي گرانشي لازم است سرعت فرار افزايش يابد، كه مقدار آن بيشتر از سرعت نورمي باشد. طبق نظریه نسبیت خاص كه اكنون قابل قبول است، در جهان هيچ چيز نمي تواند با سرعت بيشتر از سرعت نور حركت كند. به همين دليل سياهچاله ها اجازه نمي دهند هر چيزي از آنها خارج گردد. از سوي ديگر ، سياهچاله مي تواند ماده را از فضاي اطراف به درون خود ببلعد و بزرگتر شود. براي توضيح تمام پديده هايي كه مربوط به سياهچاله مي شوند، فرضيه عام نسبيت لازم مي باشد. بر اساس اين نظريه ، گذشت زمان در ميدان گرانشي قوي آهسته مي باشد. براي ناظري كه در خارج سياهچاله قرار دارد، افتادن يك جسم به درون سياهچاله مدت طولاني متوقف مي گردد. در چنين حالتي ناظر فرضي در ارتبط با عمل انقباض واقعا تصوير كاملا متفاوتي را مشاهده خواهد نمود. ناظر در حالي كه در ظرف مدت محدودي به شعاع گرانشي مي رسد، سقوطش ادامه مي يابد، تا آنكه به مركز سياهچاله برسد. ماده در حال فروريختن ، پس از گذشتن از شعاع گرانش به انقباض ادامه مي دهد. طبق اختر فيزيك نظري جديد ممكن است سياهچاله ها مرحله پاياني  زندگی ستارگان جسيم باشند. مادامي كه يك منبع انرژي در ناحيه مركزي ستاره فعاليت مي نمايد، درجات حرارت بالا باعث انبساط گاز و جدا شدن لايه هاي بالائي آن مي شود. در عين حال ، نيروي گرانشي عظيم ستاره اين لايه ها را به سوي مركز مي كشاند. پس از آن كه سوخت تامين كننده واكنش‌هاي هسته‌اي به مصرف رسيد، درجه حرارت در ناحيه مركزي ستاره به تدريج پايين مي آيد. در اين مرحله تعادل ستاره به هم مي خورد و ستاره تحت تاثير نیروی گرانشی  خود منقبض مي گردد. تكامل و تغيير بيشتر آن به جرمش بستگي دارد. طبق محاسبات اگر جرم ستاره سه تا پنج برابر جرم خورشيد باشد، مرحله پاياني انقباض آن ممكن است باعث فروريختن گرانشي و تشكيل سياهچاله گردد. 2.تبديل ستاره به سياهچاله

ستاره ها زماني پديد مي آيند كه ابري فوق العاده بزرگ از غبارهاي كيهاني و هيدروژن در زير بار گرانش خود فشرده شوند . در اين صورت گرانش به همراه افزايش چگالي فزوني مي يابد و بدين ترتيب فضا – زمان خميده و خميده تر مي شود . پس از مدتي گاز هيروژن در هسته متراكم مي شود و در اين تراكم شديد اتم ها با يك ديگر برخورد مي كنند و دماي آن ها رفته رفته افزايش مي يابد . زماني كه دماي هسته به 10 ميليون درجه رسيد ، پروتون هاي هيدروژن در پي واكنش هاي زنجيره اي هم جوشي هسته اي به هليوم تبديل مي شوند . در هنگام اين واكنش ها مقداري از جرم نا پديد مي شود كه تبديل به انرژي و امواج الكترومغناطيسي همچون نور مي شوند . در اين صورت يك جسم كه همچون يك لامپ غول پيكر كيهاني است پديد آمده است و اين آغاز زندگي يك ستاره است . هر ستاره اي كه ما در آسمان مشاهده مي كنيم در هسته اش واكنش هاي عظيم هم جوشي رخ داده است تا اين نور توليد شود و به ما برسد .

وقتي يك ستاره در حال سوختن است، انرژي ناشي از واكنش هاي هسته اي ضمن افزايش فشار گاز، موجبات توازن گرانشي را فراهم مي آورد و وقتي سوخت ستاره تمام مي شود، ديگر گرمايي براي خنثي كردن نيروي گرانشي و حفظ توازن باقي نمي ماند. مقدار جرم ستاره, تعيين كنندة سرنوشت آن پس از مرگش خواهد بود. پس از اتمام سوخت ستاره، نيروي جاذب گرانشي باعث كوچك شدن ابعاد آن مي گردد. در ستارگاني با اندازة مشابه خورشيد و جرمي تا حدود 4/1 جرم خورشيد، انبوه الكترونهاي محصور در ستاره، طبق اصل طرد پاولي انقباض گرانشي را متوقف كرده و كوتوله سفيدي كه از گرماي باقيمانده مشتعل و تابان است، (با چگالي حدود^{2 10 تا gr/cm3107) تشكيل مي شود. تقريبا 99 درصد از ستارگان سرنوشتي مشابه خورشيد خواهند داشت. در ستارگاني با جرمي بين 4/1 تا 3 برابر خورشيد، پس از انفجار هاي ابر نواختري، چنانچه دافعه كوانتومي پروتون - پروتون و نوترون - نوترون توازن گرانشي ايجاد كند، ستاره اي نوتروني با قلمرو چگالي بين 107 تا gr/cm3 1012 تشكيل مي شود. چنانچه جرم در حال فرو ريزش ستاره بيش از 3 برابر جرم خورشيد باشد، حتي نيروهاي بين نوترونها هم نمي تواند انقباض را متوقف كند. جاذبه، لاشه فشرده ستاره مورد نظر كه چگالي بي نهايت بزرگي دارد، فضا ـ زمان اطراف خود را به قدري انحنا مي دهد كه حفره سياه يا همان سياهچاله پديد مي آيد. گرانش حاصل به اندازه اي قوي است كه هيچ چيز حتي نور (فوتون) هم نمي تواند از آن بگريزد.}

طبقه بندي ستاره ها بر حسب ميزان جرم و سرنوشت نهايي آنها

براي درك بهتر طبيعتِ يك سياهچاله، نگاهي مي اندازيم به نمودار پيدايش سياهچاله كه در هم ريختن ستاره را از ديد ناظر ساكنِ دور در فضا و ناظر در حال سقوط با ستاره نشان مي دهد.

نمودار شكل گيري يك سياهچاله از ديد ناظري دور و ناظري كه در حال سقوط با ستاره است.

خط وسط شكل خط جهاني مركز ستاره است. در ضمنِ فرو-ريزش، (ترتيب زماني آن بطرف بالاست) دايره كوچك و كوچكتر مي شود و سرانجام طبق نظريه نسبيت عام، نقطه اي تكين با چگالي بي نهايت تشكيل مي شود (خط وسط در شكل). براي آنكه ناظر (1) مسير هوار را به ناظر (2) اطلاع دهد در فواصل معيني علامات نوري را كه با E,D,C,B,A نشان داده شده اند، از سطح ستاره مي فرستد.شكل نشان مي دهد كه علامات A,B تقريباً با همان اختلاف زماني كه از (1) ارسال مي شوند به (2) مي رسند. علامت C بسيار ديرتر از آنكه انتظارش مي رود به مقصد مي رسد زيرا در اين مرحله، ميدان گرانش قوي است و مخروط نوري به دليل انحناي بيشترِ فضا نزديك ستاره، فشرده تر است. در واقع هرچه انتشار نور نزديكتر به شعاع شوارتزشيلد Â صورت بگيرد انتقال به قرمز بيشتري داشته و فـوتون هايي كه درفواصل زماني مساوي از (1) فرستاده مي شوند در فواصلي هرچه طولاني تر به (2) مي رسند. به گونه اي كه علامت D كه درست هنگام تقاطع با شعاع شوارتز شيلد نشر مي شود هرگز به (2) نرسيده و در r=Â در جا مي زند (خط عمودي). سرانجام علامت E هرگز امكان فرار از r<Â را ندارد و پس از مدت زماني كوتاهي به داخل نادره (r=0) مي افتد.3 .محاسبه شعاع شوارتزشيلد

اندازه شعاع شوارتزشيلد يا افق حادثه رابطه مستقيم با جرم ستاره دارد. با توجه به روابط نيوتوني و نتايج نسبيت خاص، افق حادثه به آساني قابل محاسبه است. براي انرژي كل مكانيكي جسمي به جرم m كه با سرعت v در فاصله r از جرم M در حال دور شدن است، چنين داريم:

اگر ، جسم مقيد است و دوباره به سمت جرم M سقوط مي كند، در غير اين صورت به حركت خود همچنان ادامه داده و از سرعتش كاسته مي شود. به ازاي ، مي توان حداقل سرعت فرار را بدست آورد. توجه شود كه سرعت گريز به جرم m وابسته نيست.

با توجه به نسبيت خاص، سرعت هيچ جسمي نمي تواند فراتر از سرعت نور C باشد. بنابراين اگر فاصله جسمي كمتر ازÂ باشد، براي فرار به سرعتي بيشتر از سرعت نور احتياج دارد و چون امكانپدير نيست تا ابد در دام جاذبه M خواهد ماند. بنابراين شعاع شوارتزشيلد Â از رابطه زير به دست مي آيد.(2)

۴.شناسايي سياهچاله ها

بخاطر خاصيت گريز ناپذير بودن، تشخيص سياهچاله ها بسيار مشكل است و مهمترين راهي كه به دانشمندان امكان شناسايي آنها را مي دهد، مشاهده ديسك تجمعي است. نكته زيبا اينجاست كه گازها و مواد قسمتهاي داخلي ديسك، سريعتر از گاز نواحي دور دست مي چرخند و دراقع سرعت قسمتهاي مختلف ديسك متفاوت است. لذا گازهايي كه تحت اصطكاك و مالش بسيار داغ شده اند از خود انواع مختلفي از تشعشعات حامل انرژي ساطع مي كرده و يك منبع نيرومند پرتو x تشكيل مي دهند كه توسط تلسكوپهاي امواج x قابل ديدن مي باشد. علاوه بر امواج x معمولاً از طريق وجود لنزهاي گرانشي و ستاره اي در حال چرخش به دور يك شي غير قابل رويت نيز مي توان به وجود سياهچاله يا ستاره اي نوتروني در يك منطقه از فضا پي برد. به طور كلي سياهچاله ها در دو نوع چرخان و غير چرخان وجود دارند و بعضي از آنها كه به سياهچاله هاي كهكشاني يا سوپر سياهچاله ها موسومند از حدود يك ميليون تا يك مليارد ستاره فشرده شده در داخل يك مركز تشكيل مي شوند. شواهدي از وجود اين اجرام عظيم الجثه در قلب كهكشانها در دست است.با توجه به نظربات جديد تر, سياهچاله ها كاملا سياه نيستند, بلكه به دليل افت و خيزهاي كوانتوميِ نزديكِ افق, تشعشعاتي ساطع مي كنند كه به تبخير سياهچاله مي انجامد. بر اساس اين نظريه, بعد از ملياردها سال, سياهچاله كل جرم و اطلاعات ذرات بلعيده شده را از دست مي دهد. امروزه نظريه ريسمان تنها نظريه كارآمدي است كه قادر است نحوه فشرده شدن چنان جرم عظيمي در ناحيه اي كوچك از فضا را با توجه به ابعاد اضافي توضيح دهد.

روشي نوين براي اندازه گيري جرم سياه چاله هانيكولاي شاپوشنيكو و لو تيتار چوك،دو اختر فيزيك دان مركز پرواز هاي فضايي گدارد ناسا به ابتكاري نوين در زمينه اندازه گيري جرم سيه چاله ها نائل آمدند.

شايد در ابتدا عجيب به نظر آيد، اما يكي از مهم ترين و مشكل ترين مسائلي كه دانشمندان همواره با آن روبرو هستند تعيين جرم اجرام آسماني است.نمونه هاي فراواني از سيستم هايي دوتايي كه در آن دو ستاره به دور يكديگر در گردشند مورد بررسي قرار گرفته و جرم دقيق آنها محاسبه مي گردد.در اين بين تعيين جرم سياه چاله ها فرايندي بسيار پيچيده است زيرا اين اجرام غير قابل مشاهده هستند.

اما اختر فيزيكدانان كار آزموده در ابتكاري بي سابقه، روش نويني براي حل اين مسئله ابداع نمودند. در اين روش با سنجش ميزان وسعت قرص بر افزايشي در سياه چاله جرم دقيق آن تعيين مي گردد. (قرص بر افزايشي يك صفحه دايره اي گردان است كه از مواد به دور سياه چاله تشكيل مي شود. اين مواد كه در اطراف سياه چاله قرار دارند به مرور وارد آن شده و به عبارت ديگر بلعيده مي شوند.)

از آنجا كه اين مواد مي توانند بسيار سريعتر از بلعيده شدن توسط سياه چاله متراكم گردند ،به هم فشرده شده و فوق العاده گرم مي شوند.علاوه بر اين، در طي فرايند گرم شدن امواجي را در طيف اشعه ايكش گسيل مي كنند كه توسط اخترشناسان در زمين دريافت مي شود.

دانشمندان به اين نكته پي برده اند كه رابطه مستقيمي بين سياه چاله و اندازه قرص بر افزايشي اطراف آن وجود دارد.به عقيده اخترشناسان، متراكم شدن گاز هاي داغ قرص بر افزايشي با افزايش جرم سياه چاله همراه خواهد بود. .بدين ترتيب هرچه قدر كه سياه چاله پرجرم تر باشد، ميزان تراكم مواد اطراف آن و در نتيجه اندازه قرص برافزايشي وسيع تر خواهد بود.

نمايي خيالي از يك سياه چاله در حال بلعيدن همدم ستاره اي خود

اين ايده كه براي نخستين بار توسط تيتار چوك در سال 1998 ميلادي مطرح گرديد، نشان داد سياه چاله موجود در سيستم دوتايي كيگنس ايكس – 1 (Cygnus X-1) بيش از 8.7 برابر خورشيد جرم دارد.شايان ذكر است كه ميزان خطاي احتمالي در اين محاسبه فقط 0.8 جرم خورشيد بود.

سيستم دوتايي كيگنس ايكس – 1 (Cygnus X-1) نخستين كانديد وجود سياه چاله در دهه 1970 ميلادي بود. اين سيستم دوتايي از يك ستاره ابر پرجرم آبي و همدمي نامرئي تشكيل شده بود.مشاهداتي كه در طيف مرئي به عمل آمد نوعي آشفتگي را در حركت ستاره نمايان ساخت و سرانجام اخترشناسان به اين نتيجه رسيدند كه اين آشفتگي به خاطر وجود سياه چاله اي به جرم 10 برابر خورشيد در اطراف ستاره ابر پرجرم است.

تاد استروماير و ريچارد مشوتسكي با همراهي چهار تن ديگر از مركز پرواز هاي فضايي گدارد به طور مستقل با استفاده از همين شيوه به بررسي فرا تابش اشعه ايكس كه از سياه چاله اي واقع در يك كهكشان كوچك همسايه به نام ان جي سي 5408 (NGC 5408) گسيل مي شد، پرداختند. آنها جرم اين سياه چاله را 2000 برابر جرم خورشيد تخمين زدند.

دانشمندان با بهره گيري از اين روش به شناسايي سياه چاله هاي متوسطي كه بيش از هزاران برابر خورشيد جرم دارند، مي پردازند.اين دست از سياه چاله ها اگرچه در مقايسه با سياه چاله هايي كه چندين برابر ستارگان جرم دارند، بسيار شگرف جلوه مي كنند، اما در برابر سياه چاله هاي ابر پرجرمي كه صدها ميليون ها بار از تنها ستاره منظومه شمسي مان پرجرم ترند، بسيار ناچيز اند.

سياهچاله هاي كهكشاني

اغلب ستاره شناسان بر اين باورند كه كهكشان راه شيري— كهكشاني كه منظومه شمسي ما در آن قرار گرفته – شامل ميليونها سياهچاله است. دانشمندان تعدادي از آنها را در راه شيري پيدا كرده اند. اين اجرام در ستاره هاي دوتايي كه اشعه ايكس صادر مي كنند مي باشند. يك ستاره دوتايي، يك جفت ستاره اند كه دور يكديگر مي چرخند.
در يك ستاره دوتايي كه شامل يك سياهچاله و يك ستاره معمولي است، ستاره در فاصله نزديكي از سياهچاله در گردش است. در نتيجه، سياهچاله گازهاي ستاره را به شدت به درون خود فرو مي برد. سايش و اصطكاك اتم هاي موجود در اين گازها در منطقه افق رويداد دماي گازها را به چندين ميليون درجه مي رساند. به دنبال آن، انرﮊي به صورت اشعه ايكس از اين گازها متشعشع مي گردد. ستاره شناسان اين تشعشعات را با استفاده از تلسكوپ اشعه ايكس تشخيص مي دهند.
ستاره شناسان بر اساس دو دليل مي پذيرند كه يك ستاره دوتايي شامل سياهچاله مي باشد: 1- هر دوتايي كه يك منبع شديد و متغير از اشعه ايكس است. وجود اين اشعه ها اثبات كننده وجود يك ستاره فشرده است. اين ستاره فشرده ممكن است يك سياهچاله و يا جرمي با فشردگي كمتر يعني ستاره نوتروني باشد. 2- يك ستاره مرئي با چنان سرعتي در مدار خود در گردش است كه تنها يك جرم با سه برابر جرم خورشيد ممكن است عامل اين سرعت باشد.

سياهچاله هاي عظيم الجثه

دانشمندان بر اين باورند كه همه كهكشانها داراي يك سياهچاله عظيم الجثه در مركز خود مي باشند. گمان مي رود جرم هريك از اين سياهچاله ها بين يك ميليون تا يك بيليون جرم خورشيدي باشد. ستاره شناسان به اينكه اين سياهچاله ها بيليونها سال پيش در اثر گازهاي متمركز شده در مركز كهكشانها توليد شده باشند مظنون مي باشند.
دلايلي قطعي وجود يك سياهچاله عظيم الجثه در مركز كهكشان راه شيري را اثبات ميكنند . ستاره شناسان بر اين باورند كه اين سياهچاله يك منبع عظيم از امواج راديويي به نام سگيتاريوس آ (Sagittarius A* (SgrA*)) مي باشد. مهمترين دليل براي اينكه ثابت نمايد SgrA يك سياهچاله عظيم الجثه است، سرعت حركت ستاره ها به دور آن است. سريعترين ستاره كه تا به حال در كهكشان راه شيري مشاهده شده هر 2/15 سال يكبار به دور SgrA با سرعت 5000 كيلومتر (3100 مايل) در ثانيه گردش مي نمايد. حركت اين ستاره، ستاره شناسان را متقاعد مي كند كه شئ سنگيني چندين ميليون برابر جرم خورشيد در مركز مدار اين ستاره وجود دارد. تنها جرم شناخته شده كه مي تواند به اين سنگيني باشد و در مركز مدار اين ستاره قرار بگيرد يك سياهچاله است

^{www.hupaa.com}