عناوین بخش اول :فاصله سنجی به وسیله ی اختالف منظر و رادار فریماه مهرزاد بخش دوم :قدرسنجی و اندازه گیری فواصل به کمک اجرام مهدی محمدی

عناوین بخش اول :فاصله سنجی به وسیله ی اختالف منظر و رادار فریماه مهرزاد بخش دوم :قدرسنجی و اندازه گیری فواصل به کمک اجرام مهدی محمدی بخش سوم :قانون هابل بهزاد احسانی

مقدمه ای بر فاصله سنجی

پیشینه ی فاصله سنجی در اختر فیزیک نخستین فاصله سنجی دقیق بین ستاره ای در سال 1838 فاصله سنجی دقیق بین کهکشانی در سال 1950 اهمیت فاصله سنجی فواصل باال: تعیین سن و اندازه جهان کشف روند تکاملی حاکم بر جهان

)R0) فاصله تا مرکز کهکشان نخستین اندازه گیری R0

H بخش اول : فاصله سنجی به وسیله اختالف منظر رادار و لیزر

ترتیب ارائه عناوین بحث: تعریف اختالف منظر اندازه گیری فاصله تا ماه اندازه گیری فاصله تا خورشید اندازه گیری فاصله تا سیارات اندازه گیری فاصله تا ستاره ها و اجرام دور دست استفاده از رادار جهت فاصله سنجی

اختالف منظر)دید گشت( جابجا شدن ظاهری یک شیء به دلیل جابجا شدن ناظرکه برحسب ثانیه بیان می شود.

اختالف منظر هندسی اختالف منظر روزانه اختالف منظر قمری اختالف منظرخورشیدی اختالف منظر سالیانه اختالف منظر آماری اختالف منظر طیف نمودی و فوتومتری

اختالف منظر روزانه اختالف منظر قمری https://en.wikipedia.org/wiki/parallax#/media/file:lunaparallax.png

اندازه گیری های فاصله بوسیله لیزر الیدار یا رادار لیزری تفاوت الیدار و رادار متوسط گیری زمانی

https://fa.wikipedia.org/wiki/%d9%84%d8%a7%db%8c%d8%af%d8%a7%d8%b1#/media/file:starfire_optical_range_-_sodium_laser.jpg

استفاده از رادار جهت فاصله سنجی http://www.radartutorial.eu/01.basics/distance-determination.en.html

اختالف منظر خورشیدی https://en.wikipedia.org/wiki/parallax

اندازه گیری فاصله تا خورشید با استفاده از گذر زهره http://physics.stackexchange.com/questions/29363/how-did-halley-calculate-the-distance-to-the-sun-by-measuring-the-transit-of-ven https://fa.wikipedia.org/wiki/%da%af%d8%b0%d8%b1_%d8%b2%d9%87%d8%b1%d9%87

اختالف منظر برای محاسبه فاصله سیارات از زمین از این روش برای فاصله سنجی سیارات منظومه شمسی به این صورت استفاده می شود که موقعیت سیاره توسط دو رصدخانه در دو مکان مختلف و در یک زمان رصد می شود. به علت تفاوت در دید دو ناظر, سیاره نسبت به ستاره های زمینه در مکان های متفاوتی دیده می شود. https://en.wikipedia.org/wiki/dynamical_parallax

اختالف منظر ستاره ای و آماری Secular Parallax: به محاسبه اختالف منظر ستارگان با در نظر گرفتن حرکت خورشید در کهکشان گفته می شود. Statistical Parallax: روشی دیگر برای محاسبه فاصله ستارگان بر پایه دانش آماری که به تعداد زیادی ستاره نزدیک به هم سرعتی میانگین و فاصله میانگین نسبت می دهد.

اختالف منظر ستاره ای به زاویه pاختالف منظر گفته می شود که پس از دو رصد متوالی از دو نقطه مختلف توسط روابطی هندسی بدست می آید. فاصله و زاویه اختالف منظر به صورت رو به رو به هم مربوطند. که pبر حسب ثانیه قوس و dبر حسب پارسک است فاصله متناسب با زاویه اختالف منظر 1 ثانیه قوس معادل با یک پارسک در نظر گرفته می شود.

واحدهای محاسبۀ فاصله در ستاره شناسی 1. LY 2. PC 3. AU

محدوده استفاده ازروش اختالف منظر ستاره ای در فواصل زیاد خطا به سرعت زیاد می شود. با این روش می توان با دقت خوبی تا فواصل 20 پارسکی یعنی اختالف منظر 0.01 ثانیه قوس را اندازه گیری کرد. شعاع 20 پارسکی زمین تنها در حدود چند صد ستاره را در خود جا می دهد!.این بخش بسیار ناچیزی از ستارگان کهکشان ماست.برای بقیه ستارگان روشهای دیگری وجود دارد.

http://www.harding.edu/lmurray/113_files/html/k_prop_stars/sld045.htm

photometric parallax method http://www.stsci.edu/~inr/nstars1.html

بخش دوم قدرسنجی و اندازه گیری فواصل به کمک اجرام

روش قدر سنجی قدر: معیاری برای سنجش میزان نور ستاره است هر چه قدر جرم سماوی کمتر باشد آن جرم نورانی تر است قدر ظاهری: مقیاسی عددی از روشنایی ستارگان از دید ناظر در زمین است. هرچه مقدار آن کمتر باشد ستاره نورانی تر است https://en.wikipedia.org/wiki/hipparchus

روش قدر سنجی در سال ۱۸۵۶ ستارهشناس انگلیسیی»نیرمن پوگسون«طبق مشاهدات و محاسباتش به این نتیجه رسید که در واقی سیتارههای قیدر اول ۱۰۰ بار پر نورتر از ستارههای قدر ششماند پی سیتارههای قیدر اول حیدود ۲ ۵ بیار پیر نیورتر از سییتارههای قییدر دوم و سییتاره هییای قدر دوم ۲ ۵ بار پر نورتر از ستارههای قدر سوم و... https://en.wikipedia.org/wiki/n._r._pogson

http://eaae-astronomy.org/wg3-ss/workshops/hubble.html

روش قدر سنجی قدر مطلق: معیار قدر مطلق ستارهها با حذف عامل فاصله شرایط یکسانی را برای بررسی درخشندگی واقعیشان فراهم میکند و به عنوان معیاری برای محاسبهی درخشندگی واقعی ستارهها به شمار میرود. از مقایسه ی قدرظاهری و قدرمطلق ستاره ها می توان به فاصله ی ستاره ها پی برد.

توان تابشی درخشندگی قدر مطلق قدر ظاهری فاصله )برحسب پارسک( W L M m d

روش شم های استاندارد شم استاندارد نوعی جرم نجومی است که درخشندگی معینی دارد و معیاری برای اندازه گیری فاصله است. ستاره ی متغیر به ستاره ای گفته می شود که به مرحله ی ناپایداری رسیده باشد. برای یافتن فاصله ی کهکشان های نزدیک از روش شم های استاندارد فاصله استفاده می کنیم. برای یافتن فاصله ی کهکشان های نزدیک از روش شم های استاندارد فاصله استفاده می کنیم.

روش شم های استاندارد متغیرهاي شلیاقی دارای دورهي تناوبهای چند ساعته تا یک روزه هستند و قدر مطلق آنها ۰/۶ است. این ستارگان متغییر دارای قدر مطلق تقریبا ثابتی هستند. اگر همه ی آنها را در یک فاصله ی مشخص یعنی ۱۰ پارسک قرار مشاهده کنیم تقریبا می توانیم همه ی انها را با یک روشنایی ببینیم. دهیم و

http://www.daviddarling.info/images/rr_lyrae_stars.jpg

روش شم های استاندارد هنریتا لیویت همبستگی استواری میان دوره تناوب درخشندگیهای متغیرهای قیفاووسی کشف کرد و رابطه دوره تناوب درخشندگی به یکی از مهمترین ابزارها در سنجش فاصلههای ستارهای تبدیل شده است تا آن موق روشهای دیگری برای اندازه گیری فاصله های دور دست هنوز تکمیل نشده بود https://en.wikipedia.org/wiki/henrietta_swan_leavitt

روش شم های استاندارد

فاصله سنجی به کمک ابرنواختر ها پ از پایان عمر ستاره های با جرم بیش از ۱.44 برابر جرم خورشید با اتمام سوخت آنها نیروی گرانش موجب رمبش سری ستاره می شود و بخش بیرونی ستاره منفجر شده و تبدیل به ابرنواختر می گردد http://forskning.no/fysikk/2015/10/i-praksis-uendelighastighet

فاصله سنجی با سیاهچاله ها با استفاده از سیاهچاله ها پرجرم می توان فواصل نجومی را بصورت دقیق اندازه گیری نمود. با استفاده از تلسکوپ های زمینی می توان زمان تاخیر بین نور ماورا بنفش سیاهچاله و نور مادون قرمز ساط شده از ابر گازی و تفاوت زمانی آن را اندازه گیری کرد

فاصله سنجی با سیاهچاله ها با ترکیب نور سات شده از این اجرام کیهانی در دو تلسکوپ ده متری کک در موناکو و هاوایی و با استفاده از روش تداخل سنجی میتوان فاصله ی این سیاهچاله تا زمین را محاسبه کرد https://en.wikipedia.org/wiki/w._m._keck_observatory

فاصله سنجی با سحابی سیاره نما سحابی سیارهنما نوعی سحابی گسیلشی است که از گاز و پالسما تشکیل شده است این نوع سحابیها پ از مرگ ستارگان به وجود میآیند. https://en.wikipedia.org/wiki/planetary_nebula

بخش سوم قانون هابل

انتقال به سرخ کیهانی در سییییال ۱9۲9 ادوییییین هابییییل بییییا انتشییار یافتییه هییای خییود تحییولی در زمینه اندازه گیری فواصیل کیهیانی ایجیییاد کیییرد کیییه امیییروزه آن را بیییه عنوان قانون هابل می شناسیم.

Credit : Edwin Hubble 1929, A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae

قانون هابل ترکیب این نتایج او را قادر ساخت تا اولین نسخه از نمودار هابل بسازد که فاصله ی اجسام را به سرعت شعاعی آن ها مرتبط می ساخت. که در آن را V r (=cz)=h 0 d c سرعت z H 0 نور انتقال به سرخ یک جسم ثابت هابل

تحقیقات در زمینه انتقال به سرخ کیهانی انتقال به سرخ معیار اصلی فاصله در کیهان Peculiar velocity

برشی از نقشه سه بعدی توزیع کهکشان ها. رنگ های استفاده شده مربوط به عمر اجرام هستند اجرام با عمر بیشتر قرمز تر ترسیم شده اند. Credit: M. Blanton and the Sloan Digital Sky Survey

مدل کیهانشناسی Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker metric در نسبیت عام متریک معادله ای است که فاصله ی بین دو نقطه در فضای 4 بعدی را می دهد. در این مدل ریاضی زمان و فضا به صورت یک فضای 4 بعدی با هم ترکیب می شوند. به همین خاطر متریک ویژگی بنیادی هر مدل کیهانشناسی می باشد با خاطر این که هندسه فضا زمان را مشخص می کند. با انتگرال گیری از معادله متریک FLRW به این معادالت می رسیم: λ e = λ o a t e a t o که با در نظر گرفتن = 1 ) o a(t به دست می آوریم: λ e = 1 + z = 1 λ o a t e

Gamma-ray bursts به عنوان شم های استاندارد (GRB) Gamma-ray burst تشعشعات شدید اشعه گاما با مدت زمان تابش کوتاه ( بین چند میلی ثانیه تا چند دقیقه( پر انرژی ترین رویداد ها در کیهان هستند. با اینکه اولین بار در سال al.1973(۱9۶7 ) Klebesadel et توسط ماهواره های Us Vela 3,4 مشاهده شد تا سال ۱99۱ و پرتاب Compton Gamma-Ray Observatory منشا فراکهکشانی این تشعشعات کشف نشد.

Credit: NASA s Goddard Space Flight Center

شکل روبرو نمودار GRB Hubble را نشان می دهد (Credit : B.Schaefer 2007,Astrophysical Journal, The Hubble diagram to redshift >6 from 69 gamma-ray bursts)

روش های غیر مستقیم اندازه گیری ثابت هابل

عدسی های گرانشی

اثر سونیائف زلدوویچ effect) (Sunyaev Zel'dovich پراکنده شدن فوتون های کم انرژی تابش پس زمینه ی کیهانی از الکترون های پر انرژی در اثر کامپتون معکوس Sunyaev Zel'dovich effect نام دارد. این اثر باعث می شود توزیع حدود %1 فوتون های گذرنده از نواحی مرکزی کهکشان تغییر کند.

ناهمسانگردی در تابش پ زمینه کیهانی Peeble و )1970( Yu و همچنین Sunyaev و ( Zel dovich )1970 وجود نوسانات آکوستیکی در تابش پس زمینه کیهانی را پیش بینی کردند. این نوسانات آکوستیکی به امواج شبیه به صدا در پالسما ی داغ و چگال جهان اولیه مربوط می شوند.

Refrences An Introduction to Distance Measurement in Astronomy, RICHARD DE GRIJS http://www.sdss.org/ Edwin Hubble 1929, A RELATION BETWEEN DISTANCE AND RADIAL VELOCITY B.Schaefer 2007,Astrophysical Journal, The Hubble diagram to redshift >6 from 69 gamma-ray bursts NASA s Goddard Space Flight Center

Thanks for your attention