شنبه، آبان ۰۶، ۱۳۸۵

تاریخچه عکاسی نجومی - بخش 2

آغاز عكاسي در طيف سنجي
در نتيجه تحقيقاتي كه دانشمندان مختلف از جمله فرانسوفر، بونسون و كيريشهف انجام دادند مشخص شد كه نور ساطع شده توسط خورشيد يا ديگر اجرام آسماني اطلاعات مهمي را در مورد ساختمان شيميايي آنها به ما ميدهد. خطوط طيفي در خورشيد و ستارگان چيز جديدي نبود. در سال 1798 ويليام هرشل نور 6 ستاره پر نور آسمان را مورد بررسي قرار داده بود و متوجه شد كه شدت نسبي نور در نور رنگهاي مختلف ستاره متفاوت است. او براي اين مسئله دليلي ارائه نداد. در طول قرن نو.زدهم ستاره شناسان به اهميت طيف سنجي پي بردند و اين محدوده مطالعاتي مهم شد. كاربرد عكاسي در طيف سنجي همان مشكل عكاسي از دنباله دارها و سحابيها بود. طيف سنج نور يك جسم بسيار كم نور را منتشر مي كند و بنابراين به صفحات حساستر و هم چنين نوردهي طولاني تر احتياج بود تا بتوانند تصويذ را ثبت كنند. در اين ميان طيف خورشيد استثنا بود. در 1843 «جي. دروپر» J.Drupper عكسي از بخشي از طيف خورشيد با روش داگروتيپ گرفت. اين عكس خطهاي جديدي را در منطقه ماوراي بنفش نشان مي داد. دكتر هويگنس در 1863 مجموعه اي از طيف ستاره شباهنگ تهيه كرد ولي هيچ خطي قابل مشاهده نبود. تمام اين كارها قابل توجه بودند ولي عكاسي طيف سنجي تا معرفي صفحات خشك كار زيادي پيش نبرد.
در سال 1876 هويگنس براي عكاسي از طيف ستاره نسر واقع از صفحات خشك استفاده كرد تصوير حاصل هفت خط را نشان مي داد كه دو تاي آنها به خوبي قابل تشخيص و جزء خطوط هيدروژن بودند. كارها از آن پس سرعت گرفت، «اچ. دراپر» H.Drapper از روش مشابه هويگنس براي عكاسي از طيف استفاده كرد. اين روش شامل انداختن تصوير ستاره روي طيف نگار عكاسي تعبيه شده در انتهاي تلسكوپ بود. از 1879 تا 1883 او طيف حدود 50 ستاره را به دست آورد. در سال 1881 هويگنس طيف دنباله دار III 1881 را به دست آورد. اين تصوير دو طيف روي هم افتاده را نشان مي داد كه طيف پيوسته اي از نور خورشيد انعكاس يافته و دو بخش غير پيوسته متعلق به نور خود دنباله دار بود. بعدها اين خطوط به عنوان خطوط هيدروكربن شناخته شدند. هويگنس اولين عكس از طيف يك سحابي را در 1882 گرفت، (سحابي جبار). در اين تصوير 5 خط نشري درخشان ديده مي شد. يكي از آنها در ماوراي بنفش بود و قبلاً ديده نشده بود. دراپر هم عكسي از طيف سحابي جبار گرفت. در 1882 يكي از عكسهاي او طيف يك ستاره قدر 10 را نشان داد. در آن زمان اين كم نورترين جرمي بود كه طيف نگاري شده بود. در 1885 پروفسور پيكرينگ (رصدخانه كالج هاروارد) كشف كرد كه مي شود طيف تعداد زيادي ستاره را روي يك صفحه به دست آورد. او از قرار دادن يك منشور بزرگ بر روي شيئي تلسكوپ استفاده مي كرد نمونه اي از اين كار را در تصوير 8 مي بينيد.
با استفاده از اين روش از سال 1885 تا 1889 تمام ستارگان پر نورتر از قدر 6 آسمان از ميل 25 درجه جنوبي تا قطب شمال سماوي بر روي 663 صفحه طيف نگاري شدند كه شامل 28000 ستاره بود. در سال 1889 وقتي كه پيكرينگ با تلسكوپ دراپر كار مي كرد متوجه نوع جديدي از ستاره هاي دوگانه شد. با كشف جابجايي خطوط روشن طيف ستاره عناق با قدر 2/2 اين موضوع آشكار شد. اين جابجايي ثابت نبود و هر 52 روز اتفاق مي افتاد. دليل اين موضوع جابجايي دوپلري طيف دو ستاره در هنگام گردش به دور يكديگر از منظر ديد ما بود. خانم «ا. مائوري» A. Maury ستاره مشابهي را در سال 1889 زماني كه از طيف ستاره بتا ـ ارابه ران با قدر 8/1 دوباره عكس مي گرفت كشف كرد. او دوره مداري دو روزه اي را براي اين ستاره به دست آورد.
كشف مهم ديگر توسط پروفسور «ووگل Vogel در سال 1889 در آكادمي سلطنتي علوم پروس روي داد، او از طيف ستاره راس الغول (ستاره متغير) 6 بار عكاسي كرد و كشف كه درست قبل از حداقل نورانيت ستاره در طيف آن تمايل به سرخ و پس از آن تمايل به آبي وجود دارد. اين موضوع فقط با چرخش راس الغول به دور مركز جرمي همراه با ستاره بي فروغ ديگري قابل توجيح بود. اين گردش فقط 8/68 ساعت به طول مي انجاميد. او اينگونه طرح ريزي كرد كه مدار گردش دو ستاره در امتداد خط ديد ما قرار دارد و هربار كه راس الغول به وسيله همدم تاريك همدم تاريك دچار گرفتگي حلقوي مي شود ما آن را كم نورتر مي بينيم. اين اولين توصيف از يك متغير گرفتگي بود.
همگي اينها اكتشافات مهمي بودند كه بدون عكاسي ميسر نبود. عكاسي متعدد از يك ستاره باعث شد كه تغييرات در مكان و طيف آن آشكار شود.

كارت دو سيل Cart du Ciel
در دهه 1880 امكان عكاسي از ستارگان با ميدان ديد باز امكان پذير شد. اين نتايج عكسهايي بود كه گيل از دنباله دار 1882 در آفريقاي جنوبي گرفته بود. همان طوري كه قبلاً ذكر شد عكسها به راحتي ستارگان كم نور را ثبت مي كنند. گيل 612 صفحه عكاسي را براي عكاسي از نيم كره جنوبي آسمان استفاده كرده بود، كه هر كدام از صفحات درجه از آسمان را ثبت مي كردند. «جي. سي. كاپتين» J.C.Kapteyn از رصد خانه ليدن در هلند به او در انجام محاسبات و پياده سازي صفحات كمك كرد. آنها در هر ساعت موقعيت 400-300 ستاره را تعيين مي كردند. نتيجه آخر اطلسي به نام CPD بود، كه مقدمه پروژه C du C شد.
در سال 1886 گيل با «آدميرال ئي. موچز» E.Mouchez مدير رصد خانه پاريس مكاتبه كرد. او پيشنهاد يك طرح همكاري بين رصدخانه هاي جهان را داد تا اطلسي از خلاصه موقعيت ستارگان و نقشه كل آسمان تهيه شود. در همين زمان «اتو استرو» Otto Strure از رصدخانه پالكو پيشنهاد مشابهي داد. در پاسخ به اين طرحها آدميرال دعوتنامه هايي براي برگزاري كنگره عكاسي نجومي در آوريل 1887، در پاريس فرستاد. 56 ستاره شناس از 19 كشور در كنگره شركت كردند، و بعد از 11 روز كنگره تصميم گرفته شد كه دو نقشه عكاسي از آسمان تهيه شود. اولي براي محاسبه مكان دقيق ستاره هايي تا قدر 1 بود، كه حاصل آن كاري به نام «كاتالوگ عكاسي نجومي» خوانده شد. دومي استفاده از صفحات عكاسي در نوردهي هاي طولاني تر براي ثبت ستارگان تا قدر 14 بود، كه اين كار به عنوان «جدول آسمان» منتشر مي شد. و به نام Carte du Ciel ناميده شد. مقياس تعيين شده بسيار وحشتناك بود. براي رسيدن به يك نتيجه يكنواخت بر اين شد كه همه رصدخانه ها از تلسكوپهاي مشابهي استفاده كنند. براي اين كار از يك تلسكوپ 340 ميليمتري با فاصله كانوني 43/3 متر و استفاده كردند. نتيجه ميليمتر بود كه محدوده درجه از آسمان را مي پوشاندند. يعني هر ميليمتر يك برابر دقيقه قوسي بود. عكسها با شبكه اي از خطوط با فاصله 5 ميليمتر چاپ شدند. براي اين كه محاسبات دقيق تر بر روي آنها انجام شود. آسمان به بخشهاي كاملاً برابري تقسيم شده بود و هر رصدخانه شركت كننده يك بخش از آ‹ را دارا بودند. تعداد صفحاتي كه هر رصدخانه بايد به كار مي برد بين 1008 تا 1500 متغيير بود. توليد صفحات مورد نياز براي كارت دوسيل وظيفه جديدي را براي كاركنان رصدخانه هاي شركت كننده در اين طرح به وجود آورد. سرانجام كارت دوسيل در سال 1964 پس از 70 سال به پايان رسيد. در اين ميان بعضي از رصدخانه ها از دور خارج و بعضي ديگر جايگزين شدند.

1ـ4 تحولات از سال 1890
تغييرات در امولسيونهاي عكاسي
سرعت تحول در امولسيونهاي عكاسي بعد از معرفي صفحه خشك كمتر شد. ماده انعطاف پذيري از نيترات سلولز و استات سلولز و بعدها از پلي استر ساخته شد، و استفاده از فيلم را اسانتر كرد. با تجاري شدن و توليد انبوه فيلم، ثبات و قابليت اعتماد مواد عكاسي بيشتر شد. تعداد عكاسان به دليل كيفيت فيلم و معرفي دوربينهاي ساده افزايش يافت.
فيلم رول در سال 1889 معرفي شد كه حمل آن آسانتر از صفحات شيشه اي بود. ولي در ستاره شناسي به دليل استحكام و پايداري هم چنان از صفحات خشك استفاده مي شد. از سال 2000 تمام توليدات صفحات خشك متوقف شد. امولسيونهاي رنگي در سال 1928 معرفي شدند، ولي در ستاره شناسي زياد مورد استفاده قرار نگرفت. در طول اوايل قرن بيستم، امولسيون فيلمهاي پان كروماتيك بسيار متحول شد. اين موضوع باعث استفاده از طول موج فرو سرخ گرديد و باعث دقت بيشتري در نورسنجي شد. سرعت امولسيونهاي عكاسي به عوامل مختلفي بستگي دارد. ولي با افزايش اندازه بلورهاي نمك نقره حساسيت و دانه بندي تصوير نيز زياد مي شد. فيلمهاي مدرن اين موضوع را تا حدي كنترل كردند ولي مشكل هنوز باقي مانده است. در ضمن متوجه شدند كه اگر فيلم را در معرض نيتروژن و هيدروژن گرم شده قرار دهند، حساسيت فيلم زياد مي شود. به اين عمل «هايپر كردن» مي گويند. اين كار باعث افزايش حساسيت بدون تغيير دانه بندي فيلم مي شود.

نورسنجي عكاسي نجومي
نورسنجي عكاسي نجومي، محاسبه قدر ستارگان با روشهاي عكاسي است. اين روش بسيار مشكل بوده و خطاهاي سيستماتيك زيادي را به وجود مي آورد. ابتدا تصور مي شد كه با توليد يك غلظت تعريف شده از يك تصوير بر روي يك صفحه عكاسي، يك مقدار قابل محاسبه از نور تعيين شده بر روي امولسيون بيافتد.
مثلاً يك ثانيه با نسبت f:5/6 اين قانون به نام «بنسون ـ روسكوو» (Bansen-Roscoe) تعريف شد.
طبق اين قانون سياه شدن يك تصوير به مقدار نور بستگي دارد. بنابراين با كاهش نور زمان نوردهي افزايش مي يابد، و اين درست نبود. امولسيون عكاسي قانوني به نام «نقض دو جانبگي» را به وجود آورد. يعني هنگامي كه زمان نوردهي از يك ثانيه بيشتر مي شود حساسيت به نور كاهش مي يابد. بنابراين زمان نوردهي افزايش مي يابد تا با قانون نقض دوجانبگي Reciprocity Failur تطبيق كند. پس دو برابر كردن زمان نوردهي باعث دو برابر شدن چگالي تصوير نمي شود. براي مقايسه قدر رصدي، فيلم بايد مانند چشم به تمام طول موجهاي مرئي حساس باشد. اين درست همان چيزي است كه فيلمهاي رنگي جديد دارا هستند. فيلمهاي اوليه مونوكروماتيك به نور قرمز حساس نبودند، ولي به ماوراء بنفش حساس بودند. به همين دليل ستاره هاي سرخ روي عكس كم نورتر به نظر مي رسيدند. اين اثر را مي توان با قرار دادن فيلترهاي رنگي و معدل گيري نتايج حاصله از بين برد. فاصله كنوني براي رنگهاي مختلف نور متفاوت بود، و اين مسئله باعث ايجاد مشكل در تنظيم دقيق تصوير مي شد. تلسكوپهاي شكستي اوليه مشكل زيادي براي تصحيح اينم مسئله داشتند و اجزائي از نور ستاره به درستي تنظيم نمي شد، و عكسها تار ديده مي شدند. البته اين مسئله بستگي زيادي به رنگ غالب ستاره هم داشت. هم چنين باعث تاثير روي محاسبات قدر ستاره ها با رنگهاي مختلف مي شد. بعد از به وجود آمدن تلسكوپهاي انعكاسي اين مكشل هم رفع شد.
وضعيت جوي ساعت به ساعت تغيير مي كرد و باعث كوچكي در اندازه تصوير ستاره ها مي شد، و بايد هنگام محاسبه قدر به حساب مي آمد. «كي. شوارزشيلد» K.Scwarzschild متوجه شد كه شكست نور روي اندازه تصوير و با تغيير مكان ستاره نسبت به محور اپتيكي تاثير دارد. بنابراين روي يك صفحه مشخص، اندازه ستارگان با قدر يكسان در جاهاي مختلف تصوير مي كند. زماني كه كارت دو سيل فرمول بندي شد هيچ روش مشخصي براي محاسبه قدر از روي صفحات عكاسي وجود نداشت. كميته مشكل را به خود رصد خانه ها سپرد تا آن را حل كنند. روشهاي متفاوتي به كار برده شد كه پر كاربردترين آنها، روش اندازه گيري قطر ستاره از روي تصوير بود. سپس مي توانستند قدر ستارگان را استاندارد كنند و تخمينهايي براي ستارگان كم نورتر بزنند. فرمولهاي زيادي براي اين كار به وجود آمد كه همگي مشكل داشتند، مثل:

كريستي (گرينويچ) m=a+2.5log(t-bD)
كاپتين ( CPD) m=
شينر(بوتسدام)m=a+bD
ترنر (آكسفورد)m=a-bD
M قدر، D اندازه تصوير، t زمان نوردهي، b و a ثابت.
بعضي از رصدخانه ها از روشهاي آماري براي تعيين قدر استفاده كردند. «اچ باخويزن» H.Bakhuyzen از رصد خانه ليدن Leyden پيشنهاد كرد كه تعداد ستارگان تا قدر 11 در منطقه مشخص قابل پيشگويي است. شوارتز شيله روي نورسنجي عكاسي تحقيق مي كرد، تا نتايج آن را بهبود بخشيد. او به اين نتيجه رسيد كه اندازه تصوير ستاره به مقدار كافي براي محاسبه قدر آن قابل اعتماد نيست، و تصميم گرفت كه چگالي تصاوير خارج از فوكوس را محاسبه كند. در سال 1901 او به گوتينگن رفت، تا از يك دوربين زايس با دهانه 45 ميليمتري و فاصله كانوني 460 ميليمتري استفاده كند. اين دوربين تصاويري با اندازه ميليمتر به لنز مي داد كه 20 درجه از ميل و يك ساعت از بعد را پوشش مي داد. او وسيله اي ديگر به اين دوربين متصل كرد به نام Schralfiorkssette كه نگهدارنده صفحه عكاسي بود، و آن را به صورت زيگزاگ حركت مي داد. اين وسيله تصاويري مكعبي از ستارگان مي ساخت (25/0 ميليمتر) براي تكميل هر نوردهي 3 دقيقه و 45 ثانيه وقت نياز داشت. سپس چگالي تصوير حاصله با ميكروفوتومتر هارتمن محاسبه مي شد.
پيكرينگ در سال 1907 تصميم گرفت كه قدر رشته ستارگان عكاسي شده در قطب شمال سماوي را به عنوان قدر استاندارد مشخص كند. اين رشته ستارگان شامل 9 ستاره از قدر 21-4 بودند. زماني كه ستارگان با قدر نامعلوم روي صفحه عكاسي ثبت مي شدند، قطب شمال مي توانست به عنوان مرجعي استاندارد استفاده شود. اين كار در 1917 منتشر شد. ستاره شناسان در گرينويچ نيز روي نورسنجي تحقيق مي كردند. چاپمن و ملوت (Chapman & Meloote) با عكاسي در 25 دقيقه قوسي اطراف قطب شمال سماوي قدر 262 ستاره را محاسبه كردند. آنها يك شبكه سيمي جدا كننده در جلوي شيئي تلسكوپ شكستي 26 اينچي قرار دادند. نتايج آنها در سال 1915 انتشار يافت. «اف. سيرز» F.Sears با استفاده از تلسكوپ شكستي 60 اينچي در مونت ميلسون مقياس يكنواخت قدر را پايه گذاري كرد. او روشهاي مختلفي را به كار گرفت، به طور مثال قطر دهانه را براي ستاره هاي پر نور كاهش داد و از توزيعاي پراش با ضخامتهاي متفاوت استفاده كرد. نتايجي كه او به دست آورد بسيار دقيق بود و نشان مي داد كه استفاده از توزيعاي پراش، باعث مي شود كه حد خطا در ستارگان تاريكتر از قدر 5 فقط 02/0 تا 03/0 باشد. مقاديري كه او براي رشته قطب شمال به دست آورد به عنوان استاندارد جهاني از سوي national Astronomical Union Inter IAU در سال 1992 پذيرفته شد.
استاندارد كردن نورسنجي عكاسي بسيار مشكل بود و تحقيقات بيش از 30 سال به درازا كشيده بود تا به موفقيت رسيد. روشهاي محاسباتي دقيق كشف شدند و خطاهاي ناشي از دستگاهها به حداقل رسيدند. اين موارد براي تحقيقات آتي پايه محكمي شد.
ارسال یک نظر