نجوم و کیهان‌شناسی

فوتون برخوردی به آشکارساز، یک الکترون آزاد می­کند که در پیکسل به دام می­افتد. پس از اتمام نوردهی، با اِعمال اختلاف پتانسیل­های متغیر، بارهای جمع­آوری شده به­صورت ستون به ستون به یک میانگیر^[1] خروجی منتقل می­شوند. در میانگیر، بارهای الکتریکی به­صورت پیکسل به پیکسل وارد یک مبدل آنالوگ به دیجیتال شده، داده­ی دیجیتال خروجی به رایانه ارسال می­گردد. با خواندن تصویر، آشکارساز پاک می­شود. اگر نوردهی خیلی کوتاه باشد، قسمت عمده­ای از زمان رصد به مدت زمان لازم برای خواندن آشکارساز اختصاص می­یابد.

دوربین سی­سی­دی تقریباً خطی است؛ یعنی تعداد الکترون­ها متناسب است با تعداد فوتون­ها. از این رو، تنظیم داده­ها بسیار ساده­تر از صفحه­ی عکاسی می­باشد.

به دلیل نوفه‌ی حرارتی در دوربین، حتی در تاریکی مطلق نیز یک جریان در خروجی وجود دارد که به جریان تاریک معروف است. برای کاهش نوفه، باید دوربین را خنک کرد. معمولاً دوربین‌های سی‌سی‌دی نجومی را با نیتروژن مایع خنک نگه می‌دارند. بدین ترتیب بیشتر جریان تاریک حذف می‌شود. با وجود این، با سرد شدن آشکارساز، حساسیت آن نیز کاهش می‌یابد؛ بنابراین خیلی سرد هم خوب نیست. دما را باید ثابت نگه داشت تا داده‌ی به دست آمده یک‌دست باشد. آماتورها نیز می‌توانند از دوربین‌های سی‌سی‌دی با قیمت مناسب استفاده کنند. این دوربینها به صورت الکتریکی خنک می‌شوند. بسیاری از این دوربینها را می‌توان برای کارهای علمی نیز به کار برد، البته اگر دقت بالایی مد نظر نباشد. جریان تاریک را می‌توان به سادگی با بستن نوربند (شاتر) دوربین اندازه گرفت. اگر این جریان را از تصویر مشاهده شده کم کنیم، تعداد واقعی الکترون‌ها ناشی از نور تابشی به‌دست می‌آید.

همه ستاره‌ها در حال حرکت به دور مرکز کهکشان هستند، از اینرو به آهستگی در عرض آسمان جابجا می‌شوند. (مگر آنکه جهت حرکت آنها مستقیماً به طرف ما یا به سمت مخالف باشد.) به این حرکت، حرکت ویژه ستاره (Proper Motion) می‌گویند و معمولاً واحد آن ثانیه قوسی در سال است. بنابراین چنانچه تغییر موقعیت ستاره در دو طرف مدار زمین اندازه‌گیری شود، نمی‌توان فهمید که این تغییر ناشی از اختلاف منظر است یا حرکت ویژه و یا ترکیبی از هر دو. برای تفکیک این دو اثر، باید ستاره را بعد از یک دوره یک‌ساله، زمانی که زمین دقیقاً در موقعیت ابتدایی خود است رصد کنیم. هر گونه جابجایی در محل ستاره پس از دوره یک‌ساله تنها ناشی از حرکت ویژه خواهد بود. با اندازه‌گیری دقیق این حرکت، سهم اختلاف منظر در جابجایی ستاره به دست می‌آید. در عمل رصدهای چندساله بهترین نتیجه را می‌دهد.

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۲۵۶

اگر همه ستاره‌ها در یک فاصله قرار داشتند، در آن صورت روشنایی نسبی آنها به طور حقیقی نشان دهنده درخشندگی نسبی آنها بود. ستاره‌شناسان با استفاده از این ایده مقیاس قدر مطلق (Absolute Magnitude) را تعریف نموده‌اند. در این مقیاس، قدر مطلق ستاره برابر است با قدر ظاهری آن، چنانچه در فاصله 10 پارسکی قرار می‌گرفت. بدین ترتیب قدر مطلق ستارگان نزدیکتر از نسبت به قدر ظاهری آنها افزایش می‌یابد و ستارگان دورتر کاهش پیدا می‌کند. یکی از مشکلات تعیین قدر ظاهری، کاهش نور به دلیل جذب توسط غبار است، پدیده‌ای که به خاموشی (Extinction) معروف است. این پدیده باعث برآورد کمتر درخشندگی ظاهری شده، بالطبع عدد قدر ظاهری بالاتر می‌رود و قدر مطلقی متفاوت را نتیجه می‌دهد. صرف نظر از خاموشی، ستاره‌ای با قدر ظاهری 20 و در فاصله 100 پارسک چنانچه در فاصله 10 پارسک قرار گیرد، 10²مرتبه روشنتر به نظر می‌رسد (قانون مربع معکوس). نسبت 100 در روشنایی دقیقاً معادل اختلاف پنج قدر است، لذا قدر مطلق آن برابر است با 10 منهای دو، یعنی قدر 15.

کتاب درآمدی بر نجوم و کیهانشناسی صفحه ۲۵۸

این نوع تلسکوپ سه وظیفه­ی عمده در مشاهدات نجومی بر عهده دارد:

1)      جمع­آوری نور در یک سطح وسیع. بدین وسیله مطالعه­ی منابع بسیار ضعیف نیز ممکن می­شود.

2)      افزایش قطر زاویه­ای ظاهری جسم و به دنبال آن، ارتقاء تفکیک­پذیری (Resolution).

3)      استفاده در اندازه­گیری و تعیین موقعیت اجسام.