نمودار هرتس پرونگ - راسل

در اوایل قرن بیستم دو اخترشناس، دانمارکی و هنری ن. راسل امریکایی، مستقل از یکدیگر دربارۀ ارتباط میان دمای سطح ستارگان و درخشندگی آنها، بررسیهای مهمی به عمل آورده اند . نتایج کار آنان به طور نموداری در شکل نشان داده شده و به افتخار آن دو به نمودار H – R یا نمودار هرتس پرونگ – راسل مشهور شده است .

نمودار H – R که در شکل نشان داده شده است، تعداد بسیار محدودی از ستارگان درخشان را نشان می دهد که به خورشید نسبتاً نزدیک اند . به این دلیل نباید نتیجه بگیریم که خورشید، تنها به دلیل اینکه در نمودار در جای نسبتاً پایینی قرار دارد، یک ستاره زیر – متوسط است .

اگر شکل همه ستارگان درون کره 500 سال نوری را در بر می گرفت، ستاره های بسیار بیشتری را می دیدیم که پایین تر و سمت راست خورشید قرار گرفته اند . اگر ستارگان در چنین کره ای بر طبق قدر مطلقشان ( با نزدیک ترین عدد صحیح ) شمرده می شد، یک نمودار ستونی آن شمارش را نشان می داد ؛ از این رو، خورشید در میان ستارگان، بسیار بالاتر از متوسط است . برای آن که ستارگان بیشتری به نمودار H – R افزوده شود، این نمودار می باید تا سمت پایین و راست امتداد یابد، زیرا اغلب ستارگان ترسیم نشده در این نمودار هم سردتر و هم کم نورتر از آنهایی که نشان داده شده اند . امروزه ایگونه ستارگان با روشهایی فروسرخ آشکار شده اند . وقتی شما بعضی از این ستارگان را در آسمان واقعی شناسایی می کنید، ببینید در کجای جدول H – R قرار دارند و این نمودار چه اطلاعاتی درباره دمای رنگ، قدر مطلق و اندازه آنها به شما می دهد . غولها و رشته اصلی را می توان به صورت زیر به اجزای بیشتری تقسیم کرد :

Ia – درخشانترین ابرغولها

Ib – ابر غولهایی با درخشندگی کمتر

II – غولهای درخشان

III – غولهای عادی

IV – غولهای کوچکتر

V – رشته اصلی ستارگان

غالباً این زیر طبقه ها را طبقه های فشاری می نامند، زیرا ستارگان ابرغول بسیار بزرگ نوعاً کمترین فشار، غولها فشار اندکی بیشتر، غولهای کوچکتر و رشته اصلی به ترتیب فشار های بیشتری دارند .

اکثر ستارگان ( در حدود 90 درصد ) در گروهی از سمت چپ بالا به سمت راست پایین کشیده می شوند که به سری ستارگان، ستارگان رشته اصلی می گویند .

ستارگان رشته اصلی مادامی که در این رشته هستند، در تعادل گرمایی و هیدرواستاتیک هستند ؛ بنابراین، زیاد تغییر نمی کنند .

ستارگان رشته اصلی ویژگی هایی دارند که برخی از آنها عبارتند از :

1.     همه ی ستارگان همجوشی هیدروژن به هلیوم می کنند و زمانی که این همجوشی در هسته ی آنها انجام نشود از رشته ی اصلی خارج می شوند ( در واقع می میرند ) .

2.     خورشید یک ستاره رشته اصلی است .

3.     ستارگان رشته اصلی در این فاز، وضعیت نسبتاً پایداری دارند و بیشتر عمر خود را در این حالت می گذرانند .

4.     اغلب ستارگان رشته اصلی، با اندیس رنگی معین، دارای قدر مطلق یکسان هستند .

محور های نمودار H – R می توانند شکل های مختلفی داشته باشند ؛ مثلاً به جای دما می توان از رده ی طیفی، B – V ویا رنگ استفاده کرد، همچنین به جای قدر مطلق، می توان از درخشندگی یا تابندگی استفاده نمود .

ولی در حالت عمومی نمودار H – R با دو محور قدر مطلق و دما کاربرد و استفاده بیشتری دارد . بنابراین کوتوله سفید که داغ و کوچک هستند در قسمت پایین و چپ قرار دارند و غول های قرمز و سرد و بزرگ در راست و بالای نمودار قرار گرفته اند .

1 . Ejner Hertzsprung

منابع :

1.       نجوم دینامیکی / رابرت تی. دیکسون / ترجمه : احمد خواجه نصیر طوسی

2.       الفبای المپیاد نجوم و اختر فیزیک جلد اول / محمد بهرام پور / ویرایش علمی : احسان مهرجو

مکانیک نیوتون

المپیاد اخترفیزیک را می توان یک دوره مسابقات در رابطه با فیزیک و کمی از نجوم دانست.

1.    قانون اول نیوتون

" هر جسم در حال سکون یا در حالت حرکت یا در حالت یکنواخت باقی می ماند مگر اینگه نیرویی بر آن وارد آید . "

یا به عبارتی دیگر ؛

" اگر به جسمی هیچ نیروی خارجی وارد نشود، سرعت آن نمی تواند شتاب داشته باشد . "

توضیح : اگر جسم در حال سکون باشد، به حال سکون باقی می ماند و اگر در حال حرکت باشد ، با همان سرعتی که دارد ( از لحاظ بزرگی و جهت ) به حرکت ادامه می دهد .

وقتی می خواست فقدان محتوا در قانون اول نیوتون را بیان کند، به نحوی مطایبه آمیز، ابراز داشت که کل آنچه را این قانون عملاً بیان می کند این است که « حالت سکون یا حرکت یکنواخت هر ذره در امتداد یک خط راست ادامه پیدا می کند مگر آنکه چنین نباشد » ای قضاوت نسبت به نیوتون، که حکمش مفهوم بسیار مشخصی داشت خیلی غیر منصفانه بود . اما تأکید این حکم در آنجاست که قانون اول به خودی خود ما را فقط با یک مفهوم کیفی مربوط به « نیرو » مجهز می کند .

نیرو

اکنون می خواهیم یکای نیرو را تعریف کنیم . می دانیم که نیرو می تواند به جسم شتاب بدهد . بنابراین، یکای نیرو را بر حسب شتابی که نیرو به یک جسم مرجع استاندارد می دهد، باید تعریف کرد . به عنوان جسم استاندارد، از کیلوگرم استاندارد استفاده خواهیم کرد . به این جسم دقیقاً و بنا به تعریف جرمkg 1 نسبت داده شده است .

جسم استاندارد را روی یک میز افقی بدون اصطکاک قرار می دهیم و آن را با آزمون و خطا طوری به سمت راست می کشیم که شتاب 1 پیدا کند . آنگاه به عنوان تعریف اعلام می کنیم که نیروی وارد شده به این جسم استاندارد یک نیوتون ( با نماد N ) است .

نیروی وارد بر یک جسم با شتاب حاصل از نیرو اندازه گیری می شود . اما، شتاب کمیتی برداری و دارای بزرگی و جهت است . آیا نیرو هم کمیتی برداری است ؟ ما می توانیم به راحتی برای نیرو جهتی در نظر بگیریم ( درست همان طور که به شتاب جهتی نسبت می دهیم ) .

چارچوبهای مرجع لخت

قانون اول نیوتون در تمام چارچوب های مرجع معتبر نیست، اما همیشه چارچوب های مرجعی می توان یافت که در آنها این قانون (و همه مکانیک نیوتونی ) صادق باشد . این چارچوبها را چارچوبهای مرجع لخت، یا به طور ساده، چارچوبهای لخت می نامند .

" چارچوبهای مرجع لخت چارچوبی است که در آن قانون های نیوتون صدق می کنند . "

2.    قانون دوم نیوتون

" نیروی برایند وارد بر یک جسم برابر است با حاصل ضرب جرم جسم در شتاب آن . "

این گذاره را از لحاظ فرمولی می توان به شکل زیر ارائه داد : 

( 1 )                                                               

این معادله به ظاهر ساده است اما باید باید از آن استفاده کرد . نخست، باید بدانیم که آن را درباره ی چه جسمی به کار می بریم . سپس،  باید مجموع برداری تمام نیرو های وارد بر آن جسم باشد . فقط نیرو هایی را در مجموع برداری وارد کنیم که به جسم اثر می کنند، نه نیرو هایی که در حالت معینی باید به اجسام دیگر وارد شوند . برای مثال در بازی راگبی، نیروی برایند وارد بر بازیکن برابر با مجموع برداری تمام هُل دادنها و کشیدنهایی است که به بدن بازیکن اثر می کنند . این نیروی برآیند هُل دادنها و کشیدنهای مؤثر بر بازیکن دیگر را شامل نمی شود .

معادله ( 1 ) با سه معادله مؤلفه ای زیر هم ارز است، که هر کدام برای یکی از محور های دستگاه مختصات xyz نوشه می شوند :

 ( 2 )                      

هر یک از این معادله ها مؤلفه نیروی برایند در روی یک محور مختصات را به شتاب در راستای آن محور ربط می دهد . برای مثال، معادله اول نشان می دهد که مجموع تمام مؤلفه های نیرو در راستای محور x ، مؤلفه  شتاب جسم را ایجاد می کند، اما هیچ شتابی در در راستای محور های y و z به وجود نمی آورد . به عبارت دیگر، مؤلفه شتاب فقط توسط مجموع مؤلفه های نیروی مربوط به راستای محور x ایجاد می شود . به طور کلی می توان گفت که :

" مؤلفه شتاب در راستای یک محور معین فقط توسط مجموع مؤلفه های نیرو در راستای همان محور تولید می شود و مؤلفه های نیرو در راستای محور های دیگر بر این شتاب اثری ندارد "

3.    قانون سوم نیوتون

وقتی دو جسم یکدیگر را می کشند یا هُل می دهند، یعنی وقتی یک جسم نیرویی به جسم دیگر وارد می کند، گفته می شود که دو جسم بر هم کنش دارند . برای مثال، فرض کنید کتاب B را به صندوق C تکیه می دهیم . در این صورت، کتاب و صندوق بر هم کنش دارند ؛ یعنی در اینجا یک نیروی افقی وارد شده به کتاب از سوی صندوق ( یا ناشی از صندوق ) و یک نیروی افقی وارد شده به صندوق از سوی کتاب ( یا ناشی از کتاب ) وجود دارد . قانون سوم نیوتون چنین بیان می شود :

" هرگاه دو جسم بر هم کنش داشته باشند نیرو های وارد بر هر یک از آن دو از سوی جسم دیگر همیشه از لحاظ بزرگی مساوی و از لحاظ جهت مخالف یکدیگرند . "

برای کتاب و صندوق بیان فرمولی این قانون می تواند با رابطه نرده ای زیر

( بزرگیهای مساوی )            

یا به رابطه ی برداری زیر نوشته شود

( بزرگیهای مساوی و جهتهای مخالف )    

        

در اینجا علامت منفی نشان می دهد که این دو نیرو از لحاظ جهت مخالف یکدیگرند . نیرو های میان دو جسم بر هم کنش کننده را می توان زوج نیروی قانون سوم نامید . وقتی دو جسم به هر حالتی بر هم کنش داشته باشند یک زوج نیروی قانون سوم به وجود می آید .

1 . Sir Arthur Eddington ( Ed30 , P .124 )

منابع :

1.       مبانی فیزیک، جلد اول – مکانیک / دیوید هالیدی، رابرت رزنیک، جرل واکر / ترجمه : دکتر نعمت الله گلستانیان، دکتر محمود بهار

2.       دینامیک کلاسیک، ذرات و سیستمها / جری بی. ماریون، استیون تی. تورنتون / ترجمه : جلال الدین پاشایی راد، بهرام معلمی

نگاهی کلی به المپیاد اختر فیزیک

 المپیاد اخترفیزیک را می توان یک دوره مسابقات در رابطه با فیزیک و کمی از نجوم دانست.

در واقع این المپیاد، المپیاد اخترفیزیک است و نه المپیاد نجوم.

در المپیاد اخترفیزیک شرکت کنندگان، کشورهای حول شوروی سابق، عدّه ای از کشور های جهان سومی و یا در حال توسعه و چند کشور از اروپای شرقی و آمریکای جنوبی و کشور هایی همچون کره جنوبی، هند و چین شرکت دارند. ولی در المپیاد نجوم کشورهای اروپایی، آمریکای شمالی و .................................... شرکت دارند .

معلوم نیست چه سیاستی در پس این پرده پنهان است که ایران در المپیاد نجوم شرکت نمی کند.

این المپیاد شامل 4 مرحله است که سه مرحله ی اوّل آن در داخل کشور و مرحله ی آخر آن در کشور میزبان برگزار می شود.

برگزاری المپیاد نجوم به این صورت است که در دور اوّل 5000 الی 10000 نفر شرکت کننده در این المپیاد حضور دارند که از این تعداد 400 نفر به دور دوم راه پیدا می کنند. از دور دوم که نسبت به دور اول سخت تر است 40 نفر به دور سوم راه پیدا می کنند. از این افراد آزمونی گرفته می شود که در این آزمون افرادی که مدال طلا کسب کرده اند به دور جهانی راه می یابند.

مزایای این المپیاد به دو دسته ی اصلی و فرعی تقسیم می شود:

مزایای اصلی شامل، آشنایی با علم نجوم و یا حتی علاقه مند شدن به آن می باشد که در اساسنامه ی المپیاد نیز این مسئله ذکر شده است.

مزایای فرعی، اگر فردی در دور سوم مدال نقره و برنز دریافت کند در کنکور وی تأثیر گذار است. ولی اگر مدال طلا برنده شود، علاوه بر راه پیدا کردن به دور سوم مزایی همچون: 1- معافیت از سربازی 2- ادامه تحصیل در دو رشته بصورت همزمان در هر دانشگاهی به دلخواه 3- معافیت از کنکور برای وی فراهم می شود .

در سال 88 فقط دانش آموزان سال سوم نظری رشته ریاضی - فیزیک حق شرکت در این المپیاد را داشتند، امّا ظاهراً این شرایط فقط برای یکسال بود و از امسال المپیاد برای اوّل و دوم، سوم رشته ریاضی – فیزیک نیز فراهم می باشد.

منابع

1 . سید هادی طباطبایی

2 . مجله نجوم

یکای اخترشناسی

یکای اخترشناسی یا واحد نجومی ( با نماد AU )، یکای طولی است که اخترشناسان برای اندازه گیری فواصل داخل منظومه خورشیدی به کار می برند . یک یکای اخترشناختی، میانگین فاصله بین زمین و خورشید، یعنی نیم محور بزرگ مدار زمین، یا 149،597،870 کیلومتر است .

تعیین فاصله نسبی بین خورشید و سیاره ها بر حسب یکای اخترشناختی، مدت ها پیش از آنکه فاصله های واقعی آن ها با خورشید مشخص شود، معمول بود . یوهان کپلر، اخترشناس آلمانی ( 1571 - 1630 )، در بسط قانون سوم خود نشان داد که نسبت مربع تناوب یک سیاره به مکعب نیم محور بزرگ آن، مقداری است ثابت ؛ این نسبت یرای تمام سیاره ها یکسان است ( تناوب هر سیاره، مدت زمان یک دوره گردش کامل آن به دور خورشید است ) . قانون کپلر را می توان در فرمول ریاضی =K ²/p³a خلاصه کرد که در آن، a نیم محور بزرگ مدار سیاره، p تناوب آن و K ثابت نسبی است . این ثابت برای تمام اجرامی که به دور خورشید می گردنند معتبر است . با انتخاب یک سال به عنوان تناوب زمین یک AU به عنوان نیم محور مدار آن، مقدار عددی ثابت K، برابر با 1 می شود .

اگر بتوان فاصله درست زمین با سیاره ای دیگر را به دقت اندازه گرفت، می توان از قانون سوم کپلر ( که ایزاک نیوتون شکل دقیق تر آن را ارائه کرد است ) در محاسبه مقدار قطعی AU استفاده کرد . نخستین تلاش در این زمینه، در سال 1671 صورت گرفت . در آن هنگام جووانی کاسینی، اخترشناس ایتالیایی تبار فرانسوی ( 1625 - 1712 ) در پاریس و ژان ریشه ( 1630 - 1696 ) در فاصله 8000 کیلومتری او در کاین واقع در گویان ( فرانسه )، به طور هم زمان، اختلاف منظر سیاره مریخ را تعیین کردند . محاسبه هایی که به ایشان امکان اندازه گیری فاصله زمین تا مریخ را از راه مثلث گیری می داد ، نشانگر آن بود که مریخ در فاصله 80 میلیون کیلومتری است . با توجه به معلوم شدن فاصله نسبی زمین و مریخ، تعیین مقدار واقعی AU به مایل یا کیلومتر کار دشواری نبود . در حال حاضر مقدار قطعی AU با روش های نوینی از جمله ارسال تپ راداری به سیاره زهره و ثبت زمان بازگشت آن که فاصله دقیق این سیاره تا زمین را به رست می دهد، تعیین شده است .

غول سرخ

غول سرخ ستاره ای است که ذخیره اصلی سوخت هیدروژنی موجود در هسته خود مصرف کرده باشد . ستاره ای متوسط نظیر خورشید ما، 10 درصد پایان عمر خود را به صورت غول سرخ سپری خواهد کرد . دمای رویه ستاره در این مرحله تا حد فاصل 1،727 و 3،727 درجه سلسیوس کاهش می یابد و قطرش 10 تا 1،000 برابر خورشید کنونی می شود . ستاره، رنگی سرخگون پیدا می کند که سرخ نامیده شدن آن به همین علت است .

وقتی هیدروژنی برای سوخت رسانی به واکنش گرما هسته ای ستاره که نگاه دارنده سوزش آن است در هسته آن باقی نمانده باشد، هسته شروع به منقبظ شدن می کند . این انقباض، نواحی پیرامونی هسته را از بند انرژی گرانشی رها می سازد و موجب انبساط ستاره می شود . به همین خاطر، به همین دلیل لایه های بیرونی سردتر می شود، و رنگ ستاره ( که تابع دمای آن است ) به سرخی می گراید .

ستاره ممکن است تا پیش از تبدیل شدن به غول سرخ، چند بار به آرامی منقبض و منبسط می شود .

این تغییرات نشانگر آغاز فرایندی پویاست که طی آن، ستاره به ستاره ای متغیر تبدیل می شود . ستاره به تناوب درخشان و کم فروغ می شود و معمولاً هر یک از دو وضعیت آن یک سال طول می کشد .

مرحله متغیر بودن ستاره تا زمانی که همه سوخت خود را به پایان برساند، ادامه خواهد داشت .

مادامی که ستاره در مرحله پُف کردن است، انباشت هلیم در هسته آن ادامه دارد . از آنجا که هلیم ابتدا انقدر داغ نیست که دستخوش گداخت ( یا فرایند به هم پیوستن دو اتم و به دست آمدن مقدار زیادی انرژی ) شود، ستاره، چگال و چگال تر می شود . در نهایت، فشار به خودی خود اتم های هلیم را به گداخت وا می دارد . و آنها را به کربن و اکسیژن تبدیل می کند . در همین حال، هسته ستاره منقبض، و ستاره آبی تر و کوچکتر می شود .

فروزش هسته ستاره معمولاً تا مدتی با استفاده از سوخت هلیم ادامه پیدا می کند، با این حال ستاره تنها اندکی از مرحله انبساط خود درخشان تر است . در همین حال، تمام هیدروژن های باقیمانده در نواحی دور از هسته ستاره با گداخت، به هلیم تبدیل می شود . هسته آنچنان داغ می شود که ممکن است به تپیدن ( یا تغییر درخشش ) بیافتد . این مرحله چندان طول نخواهد کشید، چرا که هلیم به سرعت می سوزد .

با تمام شدن هلیم، ستاره دوباره پف می کند . در این زمان اندازه آن تقریباً 500 برابر خورشید و درخشش اش حدود 5،000 برابر آن است . در ژرفای درونی جوّ نا پایدار ستاره، هسته ای داغ به اندازه تقریبی زمین که در عین حال 60 درصد جرم خورشید جرم دارد، پنهان شده است . در آخرین مرحله، جوّ ستاره از هسته رها می شود و به صورت سحابی سیاره ای { در فضا } شناور می ماند . هسته درخشان که کوتوله سفید نامیده می شود، تا ابد به سرد شدن ادامه می دهد .

ستاره های پر جرم تر، مرحله غول سرخ را با انفجار اَبَر نواختری و تبدیل شدن به ستاره نوترونی ( که بقایای پُر نوترون یک ستاره است ) و یا سیاهچاله ( که نقطه ای تکین با جرم و گرانی فوق العاده است ) پشت سر می گذارند .

منابع: 1. دانشنامه همگاني نجوم - ديويد نيوتن و... - مترجم: مهرداد سرمدي و...

پرتو کیهانی

پرتو های کیهانی، ذراتی مادی، پر انرژی و نامرئی اند که از همه سوی فضا به زمین می رسند . فیزیک دانان پرتو های کیهانی را در دو دسته طبقه بندی می کنند : اولیه و ثانویه . پرتو های کیهانی اولیه از بیرون جوّ زمین منشأ می گیرند . پرتو های کیهانی ثانویه ذراتی اند که بر اثر برخورد پرتو های کیهانی اولیه با مولکول های جوّ زمین تولید می شوند .

ماهیت پرتو های کیهانی

اتمِ هر عنصر خاص دارای هسته ای است که ابری از الکترون ها یا ذرات باردار منفی آن را احاطه کرده است . هسته از پروتون های با بار مثبت و نوترون های بدون بار تشکیل شده است . این ذرات می توانند به اجزایی کوچک تر به نام ذرات زیراتمی تقسیم شوند . پرتو های کیهانی شامل هسته ها و ذرات مختلف زیراتمی اند . بیشتر پرتو های کیهانی پروتون یا هستۀ اتم هیدروژن اند . هسته اتم هلیم، با یک پروتون و یک نوترون، دومین جزئی است که در پرتو های کیهانی به وفور یافت می شود . هسته های هیدروژن و هلیم در مجموع 99 درصد تابش کیهانی اولیه را تشکیل می دهند .

پرتو های کیهانی اولیه با سرعتی برابر 90 درصد سرعت نور یا حدود 269،755 کیلومتر در ثانیه وارد جوّ زمین می شوند . این پرتو ها با مولکول های گازی موجود در جوّ زمین برخورد می کنند و در نتیجه این برخورد، پرتو های کیهانی ثانویه، شامل فوتون، هسته، الکترون و سایر ذرات زیر اتمی دیگر تولید می شوند . این ذرات بر اثر برخورد با ذرات دیگر، تابش های ثانوی بیشتری تولید می کنند . از آنجا که این ریزشِ برخورد ها و ساخته شدن ذرات واقعاً گسترده است، از آن به عنوان رگبار، رگبارِ هوایی یا ریزشِ رگباری یاد می کنند . رگبار پرتو های کیهانی ثانویه به سطح زمین می رسد و حتی به درون آن رخنه می کند .

پرتو های کیهانی اولیه دارای انرژی اند . این انرژی به میلیارد ها الکترون ولت ( با نماد eV ) می رسد . انرژی یاد شده به هنگام برخورد با ذرات دیگر تلف می شود . در نتیجه پرتو های کیهانی ثانویه نسبت به نوع اولیه، انرژی کمتری دارند . با کاهش انرژی ذره، رگبار ذرات در جوّ پدید می آید .

منشأ پرتو های کیهانی

منشأ اصلی تابش کیهانی به درستی روشن نیست . این باور وجود دارد که برخی از تابش ها با مِهبانگ و به هنگام پیدایش عالم تولید شده اند . پرتو های کیهانی کم انرژی را خورشید، به خصوص طی آشفتگی هایی نظیر شراره های خورشیدی تولید می کند . ستاره های انفجاری، موسوم به اَبَرنواختر هم ممکن است سرچشمه ای برای پرتو های کیهانی باشند .

منابع: 1.
دانشنامه همگاني نجوم - ديويد نيوتن و... - مترجم: مهرداد سرمدي و...

انقلاب نجومی

در اخترشناسی، اصطلاح انقلاب به دو روز از سال باز می گردد که خورشید به شمالی ترین و جنوبی ترین میل خود می رسد ( میل در کرۀ آسمان، معادل عرض جغرافیایی در زمین است ) .

در طول فصل بهار بارها از برخی می شنویم که « روز ها در حال بلندتر شدن اند » یا در طول پاییز در حال کوتاه شدن اند . این پدیده ها به این دلیل اتفاق می افتند که محور چرخش زمین، نسبت به صفحه مدار گردش آن به دور خورشید، مایل است . ضمن گردش زمین به دور خورشید، آن عرض جغرافیایی که یک نقطه از مدار زمین، نیمکره شمالی رو به خورشید تمایل دارد و خورشید در آسمان عرض های شمالی، در بالاترین نقطه مسیر ظاهری خود، نمایان می شود . شش ماه بعد از آن، وقتی زمین به سمت دیگر مدار خود می رسد، نیمکره شمالی به سوی مخالف خورشید نمایل خواهد داشت و خورشید در آسمان عرض های جنوبی، در بالاترین نقطه مسیر خود ظاهر می شود . به دو روز از سال که با گذر از آنها، جهت حرکت ظاهری رو به شمال یا رو به جنوب خورشید تغییر می کند، انقلابین گفته می شود .

در هر سال دو انقلاب وجود دارد . یکی در اول تیر ماه که مصادف با اولین روز سال { در نیمکره شمالی } است و به آن انقلاب تابستانی می گویند . و دیگری در اول دی ماه که در نیمکره شمالی، انقلاب زمستانی رخ می دهد، یعنی در هنگامی که خورشید در پایین ترین نقطه مسیر حرکت ظاهری خود در آسمان، نمایان می شود و ضمن آن، عرض های شمالی، کوتاه ترین روز سال را پشت سر می گذارند .

منابع: 1.
دانشنامه همگاني نجوم - ديويد نيوتن و... - مترجم: مهرداد سرمدي و...

اخترفیزیک

اخترفیزیک دانشی است که آموخته های نظری کنونی فیزیک ( بررسی ماده و انرژی ) را در توضیح پدیده های یا رویداد های ( عالم گیر ) اختر شناسی به کار می گیرد . اخترفیزیک دانان می کوشند، تا آنجا که امکان دارد، فرایند هایی را که موجب ساختار عالم کنونی شده اند، درک کنند .

پیشینه

انسان هزاران سال پدیده های آسمانی را مشاهده می کرد، لیکن توجیهی فیزیکی از آنچه می دید نداشت . اما در قرن بیستم، دانشمندان توانستند بسیاری از پدیده های اختر شناسی را بر حسب نظریه های مفصل فیزیک شرح دهند و آنها را با شیمی و فیزیکی که در زندگی روزمره ما کاربرد دارد مربوط سازند .

در بسیاری از رشته های علمی، آزمایش ها در شرایط مهار شده آزمایشگاهی صورت می گیرد، اما این امر در مورد آزمایش های اخترفیزیکی مقدور نیست : چون انرژی و فاصله هایی که با آن سر و کار دارند بدون شک فوق العاده عظیم است . با اینکه شرایط در جای عالم بسیار متغیر است، اخترفیزیک دانان می توانند رخداد ها را در آسمان رصد کنند و سپس بر پایه قوانین حاکم بر تجربیات روزمره ما در زمین، نظریه هایی در مورد آنها ارائه دهند . عموم دانشمندان معتقدند که قوانین فیزیک در سراسر عالم صادق است .

فرایند های عالم

نخستین مفهوم یا قانونی که می باید در اختر شناسی پذیرفته شود،قانونِ گرانی بود، هر چند گرانش در مقایسه با سایر نیرو های بنیادی طبیعت، نیروی بسیار ضعیفی است اما گرانی عاملی است که بر تعیین ساختار و چگونگی سرانجام عالم سلطه دارد . نیروی گرانش، در فواصل بسیار عظیم تر مؤثر است و ساختار های بزرگی مانند کهکشان ها و ساختار های کوچک تری نظیر ستارگان و سیارات را از فاصله های بسیار دور دست فضا به سوی هم می کشاند . با وجود این، دانشمندان عموماً بر این باور اند که پی بردن به بر هم کُنش و رفتار اتم ها، نشانگر سر آغاز واقعی اختر فیزیک است . اجسام بسیار بزرگی نظیر ستارگان، در واقع، زیر سیطره کُنش اتم ها قرار دارند .

اهمیت ابزار گزینی

پیشرفت های اخیر در زمینه ابزار گزینی فضایی به اخترفیزیکدانان امکان مشاهده پدیده هایی اختر شناختی را داده است که دورتر از آن بوده اند تا دیده شوند . رصد خانه های بزرگ مستقر در فضا، نظیر تلسکوپ فضایی هابل، با کشف بخش هایی از عالم با حساسیتی که قبلاً تصور آن هم نمی شد، پیشرفت های اساسی و بی وقفه ای را در اخترفیزیک محقق می سازند . کاوشگر های فضایی نظیر سفینه های ویاجر که از اکثر سیاره های منظومه خورشیدی { یا سیاره های فراتر از مدار مریخ } دیدار داشته اند، اندازه گیری هایی تفصیلی در زمینه شرایط فیزیکی منظومه خورشیدی صورت داده اند . طیف نما ها یا دستگاه های اُپتیکیِ تجزیه و تحلیل تابش الکترو مغناطیسی ( انرژی به شکل موج یا ذره )، مشخص کردن ترکیب شیمیایی ستارگان یا کهکشان های دوردست را برای اخترفیزیکدانان میسر ساخته اند .

اثر دوپلر

اثر دوپلر وقتی مشاهده می شود که امواج نوری یا صوتی به ناظری نزدیک و یا از او دور شوند . صدای بوق خودرو مثال ساده ای از اثر دوپلر است . شخصی را در نظر بگیرید که در کنار خیابان ایستاده است و خودرویی در حال بوق زدن به طرف او می آید . وقتی خودرو به شخص نزدیک می شود، ارتفاع صدای آن به ظاهر افزایش می یابد، و صدای آن زیاد و زیادتر می شود . هنگامی که خودرو از کنار ناظر عبور می کند و از او دور می شود، اثر معکوس می شود و ارتفاع صدای بوق کم و کمتر می شود .

توضیح

تمام امواج را می توان با دو خاصیت مربوط به هم مشخص کرد : یکی طول موج شان و دیگری بسامد آنها . طول موج فاصله بین دو نقطه همسان پیاپی در موج، مثلاً فاصله بین دو قله پیاپی است . بسامد، تعداد قله های موج است که در یک ثانیه از نقطه ای می گذرند . مثلاً طول موج نور مرئی حدود 400 تا 700 نانومتر ( میلیاردُم متر ) و بسامد آنها در حدود 20 تا 20،000 هرتز است .

اثر تغییر بوق خودرو را که در بالا تعریف شد، نخستین بار در سال 1842، فیزیکدان اتریشی، کریستیان یوهان دوپلر ( 1853 - 1803 ) شرح داد ; وقتی قطاری به ایستگاه راه آهن نزدیک می شود و سوتش را به صدا در می آورد، امواج صوتی خارج شده از قطار در همه جهت ها منتشر می شوند . شخصی که سوار بر قطار است چیزی غیر عادی نخواهد شنید . آنچه او می شنود فقط صدای سوت با ارتفاع یکنواخت خواهد بود . اما شخصی که در ایستگاه است چیز متفاوتی خواهد شنید . با پیش رفتن قطار، امواج صوتی سوت نیز با آن حرکت می کنند . قطار امواج صدا را در جلوی خود دنبال و یا پر تعدادتر می کند . ناظر ایستگاه قطار، در هر ثانیه تعداد بیشتری موج، نسبت به کسی که در قطار است می شنود . تعداد بیشتر موج در ثانیه یعنی بسامد زیاد تر و در نتیجه ارتفاع بیشتر .

ناظری که قطار از کنار او گذشته است، درست تجربه ای بر عکس ناظر اول دارد . امواج صوتی که به دنبال قطار حرکت می کنند آسان تر پخش می شوند و تعداد موج هایی که ناظر دوم در هر ثانیه می شنود کمتر می شود و این یعنی بسامد کمتر ودر نتیجه شنیده شدن صدا با ارتفاع کمتر .

از این بیان چنین بر می آید که صدایی که ناظر می شنود به سرعت قطار بستگی دارد . در مثال بالا هر قدر قطار سریع تر حرکت کند، امواج صوتی در جلوی آن بیشتر جمع می شوند و امواج پشت سر آن بیشتر پخش می شوند و همین باعث شنیده شدن صدا با ارتفاع بیشتر یا کمتر خواهد شد .

اثر دوپلر در امواج نوری

دوپلر پیش بینیکرد که اثر مشاهده شده در امواج صوتی، در امواج نوری نیز رخ می دهد . این استدلال معقول به نظر می رسد، چون صوت و نور هر دو با موج منتشر می شوند . اما دوپلر هیچ راهی برای آزمون تجربی پیش بینی خود نداشت . در واقع اثر دوپلر در مورد نور تا اواخر دهه 1860 مشاهده نشد .

اثر دوپلر در صوت را از تغییر ارتفاع صدا می توان حس کرد . اما در نور ، اختلاف در بسامد به صورت تغییر رنگ جلوه می کند . مثلاً نور سرخ، بسامدی در حدود 10¹⁴×5 هرتز دارد، بسامد نور سبز در حدود 10¹⁴×6 هرتز و بسامد نور آبی در حدود 10¹⁴×7 هرتز است .

فرض کنید دانشمندی به چراغی نگاه می کند که نور سبز خالصی از آن می تابد، حال تصور کنید که چراغ به سرعت از ناظر دور شود . بر اساس اثر دوپلر، بسامد نور کاهش خواهد یافت و به جای اینکه سبز خالص باشد، بیشتر به سمت نور سرخ انتهای طیف، گرایش پیدا می کند .

کاربرد

اختر شناسان به هنگام رصد ستارگان، از مثال چراغ سبز که در بالا شرح داده شد، بهره زیادی می برند . همواره رنگ نور ستاره که در زمین دیده می شود، با رنگ حقیقی آن اندکی تفاوت دارد، چرا که تمام ستاره ها در حال حرکت اند . برای مثال وقتی اختر شناسان ستاره های کهکشان راه شیری را رصد می کنند، در می یابند که رنگ برخی از ستارگان به سمت نور آبی منتقل می شود اما گاهی در برخی از ستارگان دیگر انتقال به سمت رنگ سرخ است . ستارگانی که انتقال به آبی دارند، به طرف زمین در حرکت اند و ستارگان دارای انتقال به سرخ، از زمین دور می شوند .

گرانش

گرانش، نیروی جاذبه ای است که بین همه اجرام، به خاطر جرمشان، وجود دارد . جرم یک جسم مقدار ماده آن است . به دلیل وجود گرانش، جرمی که در نزدیکی زمین قرار گیرد به سمت سطح این سیاره سقوط می کند . جرمی که در سطح زمین است نیز نیرویی به سمت پایین را به دلیل گرانش تجربه می کند . ما این نیرو را در بدن خود به شکل وزن تجربه می کنیم . گرانش گاز های تشکیل دهنده خورشید را در کنار هم نگاه می دارد و باعث می شود سیارات در مدار خود به دور خورشید قرار داشته باشند .

مردم قرن ها در مورد گرانش دچار اشتباه بودند . در سال 300 قبل از میلاد مسیح، فیلسوف و دانشمند یونان، ارسطو، بر اساس یک باور اشتباه فکر می کرد که اجرام سنگین سریع تر از اجرام سبک سقوط می کنند . این باور تا اوایل 1600 میلادی همچنان در بین مردم پا بر جا بود تا اینکه دانشمند ایتالیایی، گالیله این باور را اصلاح نمود . گالیله گفت که شتاب همه اجرام به هنگام سقوط با هم برابر است مگر اینکه مقاومت هوا یا نیرو های دیگری بر آن تاثیر بگذارند . شتاب یک جرم، مقدار تغییر در سرعت آن جرم است . بنابراین اگر یک جرم سنگین و یک جرم سبک را همزمان باهم از یک ارتفاع پرتاب کنیم در یک زمان به زمین می رسند .

قوانین گرانش نیوتونی

ستاره شناسان در گذشته توانستند حرکات ماه و سیارات بر فراز آسمان را اندازه گیری کنند . با این حال تا اوایل سال 1600، هیچ یک نتوانستند به درستی این حرکات را توضیح دهند . در آن زمان، ایزاک نیوتون دانشمند انگلیسی، ارتباطی را بین حرکات اجرام سماوی و نیروی جاذبه ی زمین توصیف نمود .

در سال 1665، زمانیکه نیوتون 23 ساله بود، سقوط یک سیب این سوال را در ذهن او ایجاد کرد که نیروی گرانش زمین تا چه فاصله ای تاثیر گذار  است . نیوتون کشف خود را در سال 1687 به نام " ریشه های ریاضیات در فلسفه طبیعت " تشریح نمود . نیوتون به کمک قوانین حرکت سیارات که توسط ستاره شناس آلمانی یوهانس کپلر کشف شده بود، نشان داد که چگونه نیروی گرانش خورشید با افزایش فاصله کاهش می یابد . او سپس فرض کرد که گرانش زمین نیز به روشی مشابه در فواصل دور کاهش می یابد . نیوتون می دانست که گرانش زمین، ماه را در مدار خود قرار داده است و مقدار گرانش زمین در آن فاصله را اندازه گیری کرد . او به کمک فرض خود، بزرگی گرانش در سطح زمین را به دست آورد . عدد به دست آمده، بزرگی همان نیرویی بود که سیب را به زمین کشاند .

قانون گرانش نیوتون می گوید که نیروی گرانش بین دو جرم ارتباط مستقیم با جرم آن دو دارد . یعنی هر چه جرم بین آن ها بیشتر باشد نیروی گرانش بین آن دو بیشتر است . این قانون همچنین می گوید که نیروی گرانش بین دو جرم ارتباط عکس با فاصله ی دو جرم به توان دو دارد . برای مثال اگر فاصله ی بین دو جرم دو برابر شود، نیروی گرانش بین آن ها یک چهارم می شود . فرمول قانون نیوتون به صورت            F = m1 m2  / d2 می باشد که در آن F نیروی گرانشی بین دو جرم،   m1و m2 مقدار مواد دو جرم و d2 فاصله ی بین دو جرم به توان دو است .

تا اوایل 1900، دانشمندان تنها یک حرکت را مشاهده کرده بودند که بر اساس قانون نیوتون قابل توضیح نبود و آن جابجایی کوچکی در مدار عطارد به دور خورشید بود . مدار عطارد، مانند مدار دیگر سیارات بیضی شکل است . خورشید در وسط این بیضی قرار ندارد . به همین دلیل یک نقطه در این مدار نسبت به دیگر نقاط آن به خورشید نزدیک تر است . اما مکان این نقطه در هر بار گردش سیاره به دور خورشید اندکی تغییر می کند . دانشمندان به این جابجایی، سبقت سیاره می گویند . دانشمندان از قانون نیوتون برای محاسبه این جابجایی استفاده کردند اما نتیجه معادله با آنچه که مشاهده می شود اندکی متفاوت است .

تپ اختر

تپ اختر جسمی آسمانی است که تپ های تابشی ( یا فوران های ) بسیار کوتاه ( یک یا چند میلی ثانیه ای یا هزلرم ثانیه ای ) را، طی بازه هایی بسیار منظم، حد فاصل کسری از ثانیه تا ده ثانیه، گسیل می کند .

نخستین تپ اختر را در سال 1967، ژاکلین بل ( بورنل ) ( 1943 - ) و آنتونی هیوئیش ( 1924 - ) در کمبریج انگلستان با تلسکوپ های رادیویی که برای بررسی چشمک زنی ستاره های رادیویی، مجهز شده بودند، کشف کردند . آنها بی رنگ دریافتند که چشمه ای رادیویی، تپ های رادیویی کوتاه ( 016ر0 ثانیه ای ) تولید می کند که با بازه ثابت 3373ر1 ثانیه ای از هم جدا می شوند . تپ ها به قدری منظم بودند، که منشأ مصنوعی زمینی برای آنها تصور شد، اما رصد های رادیویی تفصیلی و دقیق نشان داد که منبع یاد شده، جسمی آسمانی ( یا ستاره ای رادیویی ) است . این جسم 1919 CP ( کوته نوشت کیمبریج پالسار  « تپ اختر کیمبریج » ) نام گرفت . مدت کوتاهی بعد از این کشف، تپ اختر های دیگری یافت شد . الگو های منظمی که در این تپ اختر ها به چشم می خورد، موجب می شد تا برخی از دانشمندان تصور کنند که آنها بخشی از یک سامانه راهنمایی { یا نوعی فانوس کیهانی } اند که تمدنی پیشرفته و برون زمینی، برای سفر های بین ستاره ای برقرار ساخته است .

سایر دانشمندان فرضیه های احتمالی دیگری دریاره ماهیت تپ اختر ها، مطرح ساختند . در این میان، فرضیه تامس گُلد ( 1920 - ) حاکی از آن بود که تپ اختر ها ناشی از ستاره های نوترونی اند . در سال 1968 تأییدی برای مدل ستاره نوترونی گُلد به دست آمد و آن کشف تپ اختر بسیار سریعی در سحابی خرچنگی بود ( که در هر 33ر0 ثانیه، یک تپ گسیل می کند ) . این سحابی، فورانی گازی مربوط به ابرنواختری است که چینی ها { انفجار } آن را در سال 1054 میلادی رصد کردند . مدل گُلد ستاره ای نوترونی است که بسیار سریع می چرخد، به نحوی که بسامد چرخش آن با بازه بین تپ هایش برابر است؛ تنها ستاره ای نوترونی ممکن است بی آنکه فرو بپاشد، چنین چرخشی را تحمل کند . به نظر می رسد که تپ ها را ذرات باردار موجود در میدان مغناطیسی به شدت فشرده گرداگرد تپ اختر تولید می کنند .

تا کنون حدود 1000 تپ اختر شناسایی شده است تقریبا بیشتر این اجسام در درون راه شیری یافت شده اند، اما چندین تپ اختر نیز، در نزدیک ترین کهکشان های همسایه ما، یعنی ابر های ماژلانی کوچک و بزرگ، پیدا شده اند .

مدار

مدار، مسیر جسمی آسمانی است که تحت تسلط گرانی جسم آسمانی دیگر حرکت می کند . این اثر گرانشی در سراسر عالم مشهود است : قمرها پیرامون سیاره ها، سیاره ها به دور ستاره ها، ستاره ها پیرامون هسته کهکشان ها و کهکشان ها در خوشه های کهکشانی مدار پیمایی می کنند .

اگر گرانی نباشد، اجسام آسانی به هر سوی پخش می شوند . گرانی، این اجسام را به مداری دایره ای و یا بیضوی می کشاند . در واقع گرانی اندکی پس از آغاز عالم، باعث تجمع غبار و گاز و تشکیل ستاره ها و کهکشان ها شد .

قوانین کپلر و حرکت سیاره ای

اخترشناسان از روزگار باستان تا کنون کوشیده اند تا به الگو های حرکت سیاره ها در سراسر منظومه خورشیدی و نیرویی که آن ها را به حرکت در می آورد، پی ببرند . یکی از این اختر شناسان، یوهان کپلر آلمانی ( 1571 - 1630 ) بود . وی در سال 1595 کشف کرد که سیاره ها مدار بیضی شکلی  را در فضا ترسیم می کنند . او در سال 1609 دو قانون اوّل خود درباره حرکت سیاره ای را منتشر ساخت . قانون اوّل بیانگر این است که هر سیاره در مسیری بیضی شکل پیرامون خورشید حرکت می کند . قانون دوم می گوید که هر سیاره وقتی در مدار خود، به خورشید نزدیک تر می شود، سریع تر و وقتی از خورشید دور تر می شود کند تر حرکت می کند .

کپلر ده سال بعد قانون سوّم حرکت سیاره ای را به دو قانون قبلی افزود . با دانستن تناوب حرکت انتقالی سیاره، این قانون، این قانون محاسبه فاصله نسبی آن را از خورشید ممکن می سازد . این قانون به طور مشخص می گوید که توان سوم فاصله متوسط سیاره از خورشید متناسب با مجذور مدت زمانی است که ضمن آن، سیاره یک دور گردش مداری خود را طی می کند .

اکنون دانشمندان می دانند که قوانین حرکت سیاره ای کپلر، حرکت ستاره ها، قمرها و حتی ماهواره های ساخت بشر را نیز توضیح می دهد .

كهكشان

کهکشان مجموعۀ عظیمی از ستاره ها، سحابی های درخشان، گاز و غبار است که با گرانی به یکدیگر مقید شده اند . اکنون بسیاری از دانشمندان معتقدند که در مرکز بسیاری از کهکشان ها یک سیاه چاله یا بقایای ستاره ای فوق العاده سنگین، قرار دارد . کهکشان ها همان قدر در عالم فراوان اند که دانه های شن در ساحل دریا . کهکشانی که منظومه خورشیدی ما را در خود جا داده است، راه شیری نامیده می شود . راه شیری بخشی از خوشه ای { کهکشانی  } موسوم به گروه محلی است که از حدود 30 کهکشان تشکیل شده است و خود بخشی از ابر خوشه ای محلی است که تعداد زیادی خوشه دارد .

با اینکه اختر شناسان با چگونگی تشکیل کهکشان ها اطلاع دقیقی ندارند، این فرایند می بایستی در ابتدای تاریخ عالم، به سرعت رخ داده باشد . به نظر می رسد که کهن ترین کهکشان ها هم سن عالم باشند، که عمر آن 10 تا 13 میلیارد سال برآورد شده است .

شکل کهکشان ها

کهکشان ها ممکن است مارپیچی، بیضوی و یا نامنظم باشند . کهکشان راه شیری و نزدیک ترین کهکشان آن، امرأةالمسلسله ( زن با زنجیر ) هر دو مار پیچی اند . این کهکشان ها در مرکز خود گروهی از اجسام ( شماری ستاره و احتمالاً یک سیاه چاله ) را جا داده اند که هاله ای از ستارگان و ابری نامرئی شد و تا پایان یافتن سوختش در سال بعد، دو بار دیگر از کنار عُطارِد گذشت .

منبع : دانشنامه همگاني نجوم - ديويد نيوتن و... - مترجم: مهرداد سرمدي و...

گرفت

گرفت به گرفتگی جزئی یا کلی نور هر جسم آسمانی، بر اثر وجود جسمی دیگر گفته می شود و می توان آن را در توصیف گستردۀ وسیعی از پدیده ها به کار برد . هر گاه خورشید، ماه و زمین هر سه در امتداد یک خط راست قرار گیرند، خور گرفت ( کسوف ) ویا مه گرفت ( خسوف ) رخ می دهد . این رویدادی غیر معمول است زیرا صفحۀ مدار گردش زمین به دور خورشید با صفحۀ مدار گردش ماه به دور زمین یکی نیست .

با آنکه خورشید 400 بار از ماه بزرگتر است، ماه 400 بار از خورشید به زمین نزدیک تر است بنابراین، وقتی ماه در مدار خود، جلوی زمین قرار می گیرد با مسدود کردن نور خورشید، خور گرفت ایجاد می کند . مه گرفت به شکل دیگری رخ می دهد : زمین با گذر از بین خورشید و ماه، روی ماه سایه می اندازد . خور گرفت تنها در روز دیده می شود، در حالی که مه گرفت در شب به وقوع می پیوندد . مه گرفت معمول تر از خور گرفت و مدت آن طولانی تر است، و در شبِ وقوع، از هر کجای زمین { که ماه دیده شود } می توان شاهد آن بود .

گرفت ممکن است جزئی، کلی و یا حلقوی باشد ( گرفت حلقوی زمانی رخ می دهد که جسمی آسمانی، تمام سطح ظاهری جسم دیگر به جز لبه های بیرونی آن را بپوشاند ) . همچنین ممکن است به سختی تشخیص داده شود و یا کاملاً چشمگیر باشد . دو صفحه مدار گردش زمین و ماه تنها دو بار در سال منطبق می شود، که این نشانه فصل گرفت است . تنها در درصد کمی از فصل های گرفت، گرفت کلی رخ می دهد .

خور گرفت

طی هر خور گرفت، سایه ماه بر زمین گسترده می شود . سایه شامل دو بخش است : بخش تاریک مرکزی که همان سایۀ اصلی است و ناحیه روشن تر پیرامون آن که به نیم سایه معروف است . کسانی که در بخش سایه قرار می گیرند شاهد گرفت کامل اند ؛ و کسانی که در بخش نیم سایه هستند، فقط گرفت جزئی را می بینند .

نوع خور گرفت به فاصله ماه از زمین بستگی دارد . مدار ماه مانند مدار زمین، بیضوی است . در بعضی از نقاط مدار، ماه به زمین نزدیک تر می شود . برای وقوع گرفت کلی و تشکیل سایه، ماه باید در نقطه ی نزدیک زمین قرار گیرد . با قرار گرفتن در نقطه بسیار دور، ماه کوچکتر به نظر می رسد، و در این صورت دو حالت ممکن است اتفاق بیفتد . نخست اینکه فقط نیم سایه به زمین برسد و گرفت جزئی ایجاد شود . امکان دیگر این است که ماه در وسط خورشید ظاهر شود . در این صورت حلقه ای درخشان از نور خورشید مانند حلقه آتش، در کناره های لبه ماه ظاهر می شود . این نوع گرفت به گرفت حلقوی مشهور است .

مه گرفت

مه گرفت وقتی رخ می دهد که زمین بین ماه و خورشید قرار گیرد و ماه در مقابل خورشید و در وضعیت قرص کامل باشد . وقتی ماه { مخروطِ } سایۀ زمین را قطع می کند، به طور کامل پنهان نمی ماند . چرا که مولکول های گازی جوّ زمین، با شکستن یا خم کردن نور خورشید بخشی از آن را به ماه می رسانند . چون طول موج های نور سرخ کمتر شکسته می شوند، ماه در طی مه گرفت در فام های گوناگونی از رنگ سرخ نمایان می شود .

اگر کل ماه در سایه قرار گیرد، مه گرفت کلی رخ می دهد . اگر بخشی از ماه در سایه قرار داشته باشد، یا کل آن از نیم سایه عبور کند، مه گرفت جزئی به وقوع می پیوندد . مه گرفت جزئی ممکن است به دشواری تشخیص داده شود زیرا ماه تنها اندکی تیره می شود .