جدول رده بندی تیم های فیفا

تاریخچه
در سال 1993 فیفا با کمک کمپانی کوکاکولا پیشنهاد روشی برای مقایسه تیم های فوتبال (Ranking) را ارائه کردند. در این روش این امکان وجود داشت که بتوان بر اساس بازی های بین المللی تیمهای فوتبال مقایسه ای بین آنها انجام شود و امتیازی به هریک داده شود.

پس از گذشت چند سال این روش محاسباتی توانست ثابت کند که روش قابل قبولی برای مقایسه قدرت تیم های فوتبال می باشد و می توان به آن استناد کرد. در طول مدت زمانی که از این فرمول Ranking استفاده شده است تغییراتی هم در آن اعمال شده که بر کیفیت مقایسه و بدست آوردن نتیجه درستتر از آن افزوده شده است که در این مطلب به آن خواهیم پرداخت.

نگاهی به روش محاسبه
جدول فیفا / کوکاکولا مربوط به تمام تیم های فوتبال کشورهایی است که عضو فدراسیون بین المللی فوتبال فیفا میباشند. این جدول فقط و فقط بر اساس بازی های رسمی تیم های کشورها و نتایج آن محاسبه می شود و به هیچ وجه به نحوه عملکرد تیم های فوتبال جوانان یا زنان و ... در کشورها ندارد، فقط فوتبال مردان بزرگسال.

اگر بخواهیم بازی های بین المللی را دسته بندی کنیم می توانیم به موارد زیر اشاره کنیم :

- بازیهای اصلی جام جهانی
- بازیهای مقدماتی جام جهانی
- جام کنفدراسیون های فیفا
- بازی های اصلی بین قاره ای
- بازی های مقدماتی بین قاره ای
- دیدارهای دوستانه

محاسبه لیست تیم ها و امتیازات آنها توسط یک برنامه کامپیوتری انجام می شود. داده هایی که بر اساس آن این محاسبات انجام می شود عبارتند از :

- برد ، باخت یا تساوی تیم
- تعداد گل های رد و بدل شده
- بازی خانگی بوده یا نه
- وزن بازی و درجه اهمیت آن بر اساس لیستی که در پاراگراف قبل آوردیم
- وزن قدرت منطقه ای تیم

برای هر تیم تقریبا" می توان گفت که تنها نتایج هفت بهترین بازی اخیر آن وزن کلی تیم را مشخص می کند و فرمول به گونه ای است که بازی های قدیمی تر، وزن و میزان تاثیر گذاری خود را روی نتیجه نهایی از دست می دهند. بنابراین واضح است که موفقیت های اخیر هر تیم می تواند بیشترین تاثیر را بر رتبه تیم در جدول داشته باشد. در پایان هر سال دو تیم انتخاب می شوند. یکی آن تیمی که بهترین امیتاز را کسب کرده بنام "Team of the Year" و همینطور تیمی که بهترین جهش را در دوازده ماه گذشته داشته است که به آن "Best Mover of the Year" گفته می شود.

قوانین حاکم بر محاسبات امتیاز
بسیار ساده است، تقریبا" همان فرمول هایی که بر یک مسابقه در یک حاکم است. یک تیم می تواند با توجه به نتایجی که در مسابقات بدست می آورد، امتیاز مشخصی بدست آورد و هر آنکه بیشترین امتیاز را بدست آورد در بالای جدول قرای می گیرد. اما یک تفاوت عمده میان این جدول و جداول رتبه بندی لیگ های باشگاهی در این است که محاسبه امتیاز فقط به نتیجه بازی و احیانا" گل های رد و بدل شده ندارد. بلکه همانطور که گفتیم به محل انجام شدن بازی، درجه اهمیت بازی هم مربوط می شود. همچنین نکته بسیار مهم آن است که امتیاز هر تیم از هر بازی، به قدرت (در واقع همان امتیاز) تیم مقابل نیز مربوط می شود. بنابراین برد مقابل یک تیم قوی به مراتب امتیاز یک تیم را از حالی که در مقابل یک تیم ضعیف پیروز می شود بیشتر بالا می برد، یعنی بر خلاف بازی های باشگاهی هر بردی سه امتیاز به شما نمی دهد.

محاسبات بر اساس فرمول های نسبتا" پیچیده ای انجام می گیرد و تا قبل از سال 1999 یک برد می توانست تیم را به اندازه یک تا سه امتیاز بالا ببرد اما با تغییراتی که در این سال در محاسبات Ranking صورت گرفت، یک برد می تواند امتیاز تیم در جدول را از 10 تا 30 بالا ببرد.

پارامترهای دخیل در محاسبه امتیاز تیم ها

برد ، تساوی یا باخت
در حالت عادی برد امتیاز بیشتری از باخت یا تساوی برای یک تیم به ارمغان می آورد. دو یا سه امتیاز برای برد، یک امتیاز برای مساوی و صفر امتیاز برای شکست. اما این امتیازها برای اندازگیری توانایی یک تیم در طبقه بندی جهانی کافی نیست، بنابراین معیارهای دیگری وارد میدان می شوند تا امتیاز حاصل از یک بازی برای طرفین مشخص شود.

پیروزی تیم بر یک تیم با امتیاز کمتر ارزش کمتری دارد تا پیروزی بر یک تیم با ارزش بالاتر یا حتی مساوی. حتی ممکن است شکست یک تیم برابر یک تیم قوی برایش در جول امتیاز خوبی به ارمغان بیاورد.

یک تفاوت عمده در این طبقه بندی هنگامی است بازی دو تیم به ضربات پنالتی کشیده می شود. در این حالت تیمی که با ضربات پنالتی برنده میشود همان امتیاز برد را تصاحب می کند و تیمی که با ضربات پنالتی شکست را می پذیرد امتیاز حالت مساوی در جریان بازی عادی را تصاحب می کند.

گلهای رد و بدل شده
از جمله فاکتورهای مهم در کسب امتیاز تعداد گلهایی است که در بازی رد و بدل می شود. تقسیم امتیازهای یک بازی به میزان قدرت (امتیاز کنونی) تیمها بستگی دارد. بعنوان مثال در بازی یک تیم ضعیف با قوی، گلی که یک تیم ضعیف می زند امتیاز بیشتری دارد تا گلی که تیم قوی به ثمر می رساند. همچنین فیفا برای تشویق بازی ها به حالت هجومی، ارزش یک گل زده شده را به مراتب بیشتر از یک گل خورده شده - که از امتیاز کسر میشود - برای یک تیم محاسبه می کند. همچنین اگر بازی به پنالاتی کشیده شود امتیازی که تیم برنده بدست می آورد فقط بر اساس گلهایی است که در طی بازی رد و بدل شده است.

همچنین در یک بازی ارزش گلی که ابتدا زده می شود به مراتب بیش از ارزش گلهای بعدی می باشد. در ضمن هرگز امکان ندارد با گل های زده بیشتر، بیش از حداکثر امتیازی که فیفا برای برد در نظر گرفته شده است را بتوان کسب کرد. دلیل این امر هم بیشتر به مسائل روانشناسی بر میگردد، در بازی هایی که پس از گلی های ابتدایی برنده گلهای بیشتری میزند بیشتر مسائل روانی بر بازی حاکم می شود تا مسائل فنی.

میزبان یا میهمان بودن
اینکه تیم در کشور خود بازی کند و یا در یک کشور خارجی ارزش متفاوت دارد. فیفا برای بازی یک تیم در غیر از کشور خود یک پاداش کوچک سه امتیازی در نظر می گیرد. اما در بازیهای جهانی این امتیاز اضافه به کسی داده نمی شود.

ضریب اهمیت یک بازی
هر بازی برای خود یک درجه اهمیت دارد که به آن سنگینی خاصی می دهد. بیشترین درجه اهمیت به بازی های جام جهانی مربوط شده و کمترین آن به بازی های دوستانه مربوط می شود. فاکتورهای زیر در امتیاز بازی ها در نظر گرفته می شود یعنی آنکه برای فیفا ارزش یک بازی مقدماتی بین قاره ای 50% بیش از یک بازی دوستانه می باشد.

نوع بازی	وزن
دوستانه	1.00
مقدماتی بین قاره ای	1.50
مقدماتی جام جهانی	1.50
بین قاره ای	1.75
جام کنفدراسیون ها	1.75
جام جهانی	2.00

ضریب اهمیت منطقه ای تیم ها
پر واضح است که وضعیت و توانایی تیم های فوتبال در قسمت های مختلف جهان متفاوت می باشد. برای در نظر گرفتن این توانایی ها و محاسبه آن، فیفا برای کنفدراسیون های مختلف وزن هایی را در نظر گرفته است. این وزن در پایان هر سال از طریق فیفا تهیه می شود که بر اساس میزان راهیابی تیم های هر کنفدراسیون به بازیهای جهانی است.

اما این محاسبات مربوط به توانایی کنفدراسیون ها بر اساس نتایج تمام بازی ها و تیم ها نیست بلکه به بازی هایی مربطو می شود که بهتیرن 25% از تیم های یک قاره - حداقل 5 تیم - با سایر قاره ها می باشد. البته روش این محاسبه جای اشکال زیاد دارد چرا که اگر تیم قوی یک کنفدراسیون ضیعف با تیم ضعیف یک کنفدراسیون قوی بازی کند و صاحب برد شود می تواند امتیازها را به ضرر کنفدراسیون قوی پایین بیاورد.

اما اینبار وزن مسابقه بصورت میانگین وزن کنفدراسیون ها مطابق جدول زیر محاسبه می شود. بعنوان مثال اگر یک تیم از اروپا با یک تیم از آسیا بازی کند وزن بازی معادل میانگین اعداد 1.00 و 0.93 یعنی 0.965 خواهد بود. جدول زیر وزن کنفدراسیون ها را برای سال 2004 نمایش می دهد.

کنفدراسیون	وزن	شرح
UEFA	1.00	اروپا
CONMEBOL	0.99	آمریکای جنوبی مانند برزیل، پرو، اوروگوئه، شیلی و ...
CAF	0.94	آفریقا
COCACAF	0.94	آمریکای شمالی و کاراییو مانند ایالات متحده، مکزیک، کاستاریکا و ...
AFC	0.93	آسیا
OFC	0.93	اقیانوسیه

تقسیم امتیاز در جدول برای تیم های قوی و ضعیف
1 - نمره ای که پس از بازی برای برد، تساوی یا شکست حاصل می کند
2 - نمره ای که برای گلهای زده کسب می کند
3 - نمره ای که برای گلهای خورده از او کسر می شود
4 - پاداش اینکه تیم میهمان تیم دیگر باشد
5 - ضریب یا وزن نوع بازی
6 - ضریب یا وزن فدراسیونی که تیم زیر نظر آن می باشد

در اینجا قبل از ارائه یک مثال ساده نحوه محاسبه امتیاز، اضافه می کنیم که فیفا امتیازهای منفی یک تیم را به صفر منتقل می کند تا کسر امتیاز حالت تنبیه نداشته باشد.

مثال واقعی شماره یک
تا بحال راجع به موضوع محاسبه امتیاز تیم ها بحث کردیم و بطور مفهومی متوجه شدیم که فیفا برای محاسبه چه مواردی را در نظر می گیرد. می خواهیم بطور ساده دو تیم با قدرت های مختلف را در جدول امتیازهای فیفا بررسی کنیم. فرض می کنیم که تیم ها با قدرتهای متفاوتی هستند و در یک مسابقات دوستانه بازی میکنند. همچنین برای سادگی ضرایب مربوط به کنفدراسیون یا میهمان بودن را برای هر سه تیم معادل یک (یعنی بدون اثر) در نظر میگیریم. البته به منظور جلوگیری از پیچیدگی مطالب در حال حاضر فقط به ذکر نتایج امتیاز ها اکتفا می کنیم و از تشریح نحوه محاسبه خودداری می کنیم.

فرض کنید که قبل از شروع مسابقات امتیاز تیم ها به اینصورت باشد:

تیم	امتیاز
A	630
B	500

همانطور که مشاهده می شود تیم A از تیم B معادل 130 امتیاز بیشتر دارد و به عبارتی قویتر می باشد. در جریان یک مسابقه با تیم B ممکن است سه حالت رخ دهد برد، تساوی و باخت اگر فرض کنیم که به ترتیب با نتایج 1-3 ، 2-2 و 3-1 حاصل شده باشد جدول زیر را خواهیم داشت :

	B : A	B : A	B : A
	3 : 1	1 : 3	2 : 2

امتیاز نتیجه بازی	+17.4	+2.6	-2.6	+22.6	+7.4	+12.6
گلهای تیم A	+5.4	-3.6	+2.3	-1.6	+4.1	-2.7
گلهای تیم B	-1.8	+2.7	-4.1	+6.2	-3.1	+4.7
جمع	+21.0	+1.7	(0.00)	+27.2	+8.4	+14.6

به این جدول دقت کنید، دو سطر اول در سه حالت برد، شکست و تساوی نتایج بازی را نمایش می دهد و سطرهای بعدی امتیازهایی که تیم در نتیجه حاصل از بازی یا گلهای زده و خورده شده را بدست می آورد، نشان می دهد.

جدول نشان می دهد که هنگامی که تیم A با نتیجه 3 بر 1 پیروز می شود در مجموع 21.0 امتیاز بدست می آورد. در حالی که اگر تیم B با همان نتیجه تیم A را ببرد امتیاز کلی معادل 27.2 بدست خواهد آورد. همچنین دقت کنید در حالت تساوی امتیازی که تیم B بدتس می آورد (14.6) به مراتب بیشتر است از امتیاز تیم A. از دیگر نکات جالب این جدول آن است که تیم B با وجود شکست سه بر یک در برابر تیم A امتیازی معادل 1.7 بدست می آورد.

همچنین نکته جالب دیگری که در همین مطلب به آن اشاره کردیم آنکه اگر امتیاز یک تیم زیر صفر شود آنرا به سطح صفر بالا می آوریم. به حالتی که تیم A بازی را به تیم B واگذار می کند دقت کنید. جمع امتیازات تیم A در این حالت معادل -4.4 می شود که در جدول صفر حساب می شود. این نشان می دهد که حتی اگر تیم A با نتایجی بدتر از 3 بر 1 از تیم B شکست می خورد تغییر خاصی در امتیاز صفر آن از این بازی حاصل نمی شد.

نهایت سرعت در یک سیاهچاله

اخترشناسان به تازگی سیاه چاله ای را یافته اند که با سرعت 950 بار در ثانیه به دور خود در گردش است.همچنان که سیاه چاله GRS 1915 با سرعتی سرسام آور می چرخد ، تمامی موارد اطراف را به داخل خود می کشاند.این فرایند دانشمندان را قادر می سازد تا برخی از پیش بینی های اینشتین را پیرامون نسبیت بررسی نمایند.


ماهیت اسرار آمیز سیاه چاله ها همواره دانش ما را نسبت به فضای اطراف مان و قوانین فیزیک به چالش کشیده است.در این بین وجود این اجرام یکی از جذاب ترین پیش بینی های نظریه نسبیت عمومى اینشتین می باشد.

ستارگانی که 20 برابر خورشید جرم دارند ، باقیمانده هسته ی شان بیشتر از سه برابر خورشید جرم دارد (حد چاندرا برای ستارگان نوترونی ). در این ستارگان پس از اتمام سوخت رمبش چنان ادامه می یابد که به یک حد بحرانی می رسد ، در این هنگام ساختار های بنیادی ماده نمی توانند با نیروی گرانش این اجرام رو به رو شوند. حال حفره ای نا متناهی بو جود می آید که هر چیزی را جذب می کند و حتی نور هم نمی تواند از گرانش آن بگریزد ؛ در این هنگام یک سیاه چاله زاده شده است.

اگر یک سیاه چاله به سرعت گرداگرد خود بچرخد پیچ و تابی شدید در بافت فضا – زمان ایجاد می کند و آن را می توان به طوفانی گردابی تشبیه کرد . گفتنی است این اجسام بسیار پر جرم تر از دیگر اجسام آسمانی هستند .

در روشی نوین جفری مک کلینتاک از مرکز اختر فیزیک CfA به همراه رامش ناریان با بهره گیری از کاوشگر زمان سنج پرتو ایکس راسی ناسا توانستند برای نخستین بار سرعت گردش یک سیاه چاله را به طور دقیق برابر با 950 بار در ثانیه تعیین نمایند.

مک کلینتاک در این باره می گوید:نوع گرانش این سیاه چاله با مشاهدات مستقیم پیشین و دنیای وابسته به پدیده هاى درون اتمى بسیار متفاوت است.ما هم اکنون توانسته ایم سرعت چرخش سه سیاه چاله را به طور دقیق تعیین نماییم.در این میان نتایج حاصل اندازه گیری چرخش میکرو کوازار GRS1915+105 با سرعتی برابر 82 تا 100 درصد مقدار حداکثر نظری، بسیار هیجان انگیز است.

این کشف ما را قادر می سازد تا علاوه بر یافتن توضیحی قانع کننده پیرامون چگونگی گسیل جت مواد از دو سوی سیاه چاله ،به آشکار سازی امواج گرانشى و مدل سازی منابع احتمالی انفجار های پرتو گاما بپردازیم.


نمایی خیالی از دو سیاه چاله متفاوت، حفره ی نامحدود گرانشی که بافت فضا- زمان را می شکافد .


چرا چرخش یک سیاه چاله برای اخترشناسان از اهمیت ویژه ای برخورد دار است؟

مک کلینتاک می افزاید: در اختر شناسی، سیاه چاله ها بنا بر دو ویژگی مهم یعنی جرم و سرعت چرخش شان به دو دسته تقسیم می گردند.

اگرچه که تا کنون اخترشناسان توانسته اند جرم شمار زیادی از سیاه چاله ها را محاسبه نمایند، اما تعیین ویژگی مهم دوم ،یعنی سرعت چرخش آنها فرایندی بسیار سخت و پیچیده بوده است. در حقیقت پیش از این، سرعت چرخش هیچ سیاه چاله ای تعیین نشده بود.

میزان گرانش یک سیاه چاله چنان زیاد است که به هنگام چرخش همه موارد اطراف را به درون خود می کشاند. اختر شناسان برای این اجرام اسرار آمیز لبه ای تعیین می کنند که در واقع شعاع عملکرد سیاه چاله بوده و به طرف داخل آن، لبه همه ی مسیر های آسمان به طرف سیاه چاله شیب پیدا می کند و هر جسمی وارد این محدوده شود به درون آن سقوط می کند، این لبه را افق رویداد می نامند .

GRS 1915 با چهارده برابر جرم خورشید ، در بین بسیت جفت سامانه پرتو ایکس کشف شده ،پرجرم ترین سیاه چاله محسوب می گردد.علاوه بر این در GRS 1915 جت مواد با سرعتی نزدیک به سرعت نور از دو طرف سیاه چاله به بیرون رانده شده و پرتو های ایکس نیز با نواسانات زیادی گسیل می شوند.



سامانه پرتو ایکس دوتایی متشکل از یک ستاره و سیاه چاله می باشد. در این سامانه سیاه چاله همچون همدمی سیری ناپذیر شروع به بلعیدن ستاره می کند.در این بین هنگامی که مواد وارد سیاه چاله می گردند، شروع به چرخش کرده و متعاقب آن میلیون ها بار گرم شده و از خود پرتو ایکس تابش می کنند.دانشمندان با استفاده از طیف پرتو ایکس سیاه چاله توانستند سرعت چرخش آن را محاسبه نمایند.

علاوه بر مک کلینتاک و رامش ناریان تیمی بین المللی متشکل از ربکا شیفی از بخش فیزیک دانشگاه ایالتی هاوارد، رونالد رمیلارد از مرکز اختزفیزیک و تحقیقات فضایی کاولی موسسه فناوری ماساچوست، شین دیویس از دانشگاه ایالتی کالیفرنیا و سانتا باربارا و لی زین لی از موسه اخترفیزیک مکس پلانک آلمان در این تحقیقات همکاری داشته اند.


نتایج این تحقیقات در ماه نوامبر سال جاری میلادی در ژورنال اختر فیزیک به چاپ رسید.

درخش سبز خورشید

خورشید رنگ باخته و لهیده در افق فرو می رود. آخرین پرتوهای خورشید افق را رنگین کرده است که ناگهان ظهور درخشی سبز رنگ جلو های روحانی به این منظره می بخشد.با نزدیک شدن خورشید به افق رنگ آن به نارنجی-قرمز می گراید.عامل اصلی این اثر پراکندگی« ریلی» است. در افق پرتوهای از لایه های ضخیم جو می گذرند. مولکولهای جو خیلی کوچکتر از طول موج نور مرئی می باشند. ریلی نشان داد که میزان پراکندگی با توان چهارم طول موج ارتباط معکوس دارد. بطوریکه نور بنفش۷ بار بیشتر از نور قرمز پراکنده می شود. در نتیجه نور آبی خورشید پخش می شود و رنگ آن به قرمز گرایش پیدا می کند. گاهی اوقات در جو ، دما و رطوبت با افزایش ارتفاع بطور یکنواخت کاهش نمی یابد. دما در لایه های مجاور تا حدی با هم فرق می کند. بنابراین پرتوهای خورشید هنگام عبور دچار اعوجاج می شوند که به این پدیده «فانوس دریایی چینی» گفته می شود. این پدیده پیش در آمد درخش سبز است ولی هیچ تضمینی در رویت درخش سبز وجود ندارد.درخش سبز پدیده ای اپتیکی ناشی از جو است که هنگام طلوع یا غروب خورشید به صورت درخشی در لایه بالایی خورشید رخ می دهد. درخش سبز پدیده ای کمیاب  است که حتی در یک افق باز نیز دیدنش امری استثنایی است. گاهی اوقات ممکن است مرتبا" مشاهده شود و گاهی نیز سالها مشاهده نشود. قدیمی ترین گزارش های مشاهده درخش  سبز مربوط به قرن نوزدهم است که بیشتر آنها توسط دریانوردان و مبلغین مذهبی صورت گرفته است. جای تعجب دارد که چرا رصدگران پیش از آن متوجه این پدیده نشده اند؟ ویژگی مهم آن گذرا بودنش است بطوریکه مدت دوام آن معمولا" کمتر از ثانیه است.

بی ثباتی درخش سبز برخی دانشمندان را بر آن داشت تا از آن به عنوان پدیده ای فیزیولوژیک نام ببرند که ناشی از خستگی شبکیه چشم پس از خیره شدن به رنگ نارنجی یا سرخفام خورشید رخ می دهد. گویا کسانی که این توضیح را مطرح کردندهیچ وقت درخش سبز را شخصا" مشاهده نکرده اند. درخش سبز تابش درخشانی است که تنها چند دهم ثانیه در افق ظاهر می شود. در حالی که اثر تصویر مکمل ناشی از خستگی شبکیه پس از چند ده ثانیه به تدریج محو می شود. هر چند گزارش هایی وجود دارد ناشی از آنکه افرادی که به طور گذرا به خورشید نگاه کرده اند نتوانستند درخش سبز را ببینند.ظهور درخش سبز در طلوع خورشید این فرضیه را با مشکل مواجه ساخته است چرا که در هنگام طلوع خورشید ابتدا درخش سبز مشاهده می شود و سپس لبه نارنجی خورشید از افق سر بر می آورد. عکسهای رنگی دقیقی که از درخش سبز گرفته شده است. فیزیکی بودن این پدیده را تضمین می کند. در بسیاری از موارد افراد اذعان کرده اند که درخشی که مشاهده کرده اند از تصویر گرفته شده واضح تر بوده است.در قرون گذشته سرنشینان کشتیها نظر جالبی را مطرح کرده اند،آنها اعتقاد داشتند که درخش سبز نتیجه عبور نور خورشید از میان قله امواج در افق است. اما مشاهده درخش سبز در خشکی و بالای کوهها نشان داد که این فرضیه نمی تواند درست باشد.

چرا  درخش ؟

پاسخ احتمالی علت این پدیده در شکست پرتوهای خورشید در جو زمین نهفته است. با کاهش ارتفاع مقدار شکست افزایش می یابد. اثر شکست باعث می شود که خورشید کمی بالاتر از محل واقعی خود به نظر برسد. ضریب شکست برای رنگ های مختلف فرق می کند. هر چه طول موج نور کمتر باشد ضریب شکست برای آن بیشتر خواهد بود بنابراین خورشید در رنگ آبی کمی بالاتر از خورشید در طول موج سبز و قرمز قرار می گیرد. مجاسبات نشان می دهد که به طور متوسط اختلاف شکست باعث می شود قرص خورشید در رنگ  آبی ٢٠ ثانیه قوسی  بالاتر قرار بگیرد. این مقدار خیلی کمتر از توان تفکیک چشم انسان است. بنابراین در صورت مهیا بودن شرایط رصدی فقط پرتو خیره کننده سبز یا آبی دیده خواهد شد. هر چند گزارشهایی وجود دارد که شاهدان ادعا کرده اند که درخش سبز تا ١۵ ثانیه دوام داشته است. در عرض های جغرافیایی بالا که معمولا" خورشید در افق قرار دارد،گاهی اوقات «کمان سبز» نیز دیده شده است.

چرا سبز ؟

مطابق توضیح ارائه شده امکان به وجود آمدن درخش قرمز ،آبی نیز وجود دارد.پس چرا بیشتر از درخش سبز صحبت می شود؟ واقعیت اینکه درخش آبی نیز وجود دارد ولی مشاهده

درخش آبی

 آن حتی از درخش سبز نیز نادرتر است. مشاهده درخش احتیاج به افقی کاملا" تمیز دارد. معمولا پرتوهای آبی وبنفش خیلی یریع در جو پخش می شوند و دیگر اثر قابل مشاهده ای از آنها باقی نمی ماند. اگر شرایط ایده آل فراهم باشد انتظار داریم که در هنگام غروب خورشید به ترتیب درخش قرمز،زرد،سبز،آبی رخ دهد.(در هنگام طلوع خورشید ترتیب برعکس است.)در این بحث حساسیت طیفی چشم و توزیع انرژی خورشید در رنگ های مختلف مهم است. چشم انسان به رنگ سبز بیش از رنگ های آبی و قرمز حساس است. قله طیف خورشید نیز در محدوده  سبز- زرد قرار دارد. بنابراین احتمال مشاهده درخش سبز به مراتب بیش از دیگر درخش هاست.

مشاهد ه درخش سبز

برای مشاهده درخش سبز داشتن افقی کاملا" باز و صاف لازم است. رصد در کنار دریا یا بالای کوههای مرتفع می تواند چنین شرایطی را فراهم سازد. بسیاری از مردم با وجود داشتن شرایط مناسب رصدی موفق به مشاهده درخش سبز نمی شوند چرا که نمی دانند کی و به کجا نگاه کنند. استفاده از دوبین یا تلسکوپ برای مشاهده درخش سبز مفید است. معمولا" خورشید در افق آنقدر کم فروغ می شود که بتوان بدون فیلتر به آن  نگاه کرد. اما ابتدا با نگاه لحظه ای از این مطلب مطمئن شوید. سعی کنید در زمان رصد تمرکز داشته باشید. به یاد داشته باشید که دوام درخش به اندازه یک چشم به هم زدن است! درخش فقط محدود به خورشید نمی شود. ماه و سیارات درخشان نیز ممکن است درخش داشته باشند چنانچه گاهی اوقات اثرات جالبی از سیاره زهره در افق دیده شده است که جالب توجه می باشد. عکاسی از درخش سبز دارای اهمیت زیادی است. شاید هم با مشاهده درخش سبز آنچنان مبهوت شوید که قدرت عکس العمل را از دست ببرید اما خاطره آن تا پایان عمر همرا ه شما خواهد بود.

---

© 2003-2005 North Star Scientific Research Association

WebMaster: Soheil khoshbinfar

انرژی تاریک در گذشته کیهان

دانشمندان با بهره گیری از تلسکوپ فضایی هابل به شواهدی دال بر وجود انرژی تاریک در 9 میلیارد سال پیش دست یافتند.این انرژی اسرار آمیز پس از پیدایش، همواره باعث افزایش سرعت گسترش کیهان بوده است.

داده های تلسکوپ هابل اختر فیزیک دانان را قادر ساخت تا شناخت بهتری نسبت به ماهیت انرژی تاریک پیدا کنند.بر این اساس شمار زیادی از نظریاتی که پیرامون تغییر نیروی انرژی تاریک در گذر زمان، به بحث می پردازند، بایستی مورد بازنگری قرار گیرند.

علاوه بر این محققان دریافتند که بین ابر نو اختر هایی که تا کنون برای اندازی گیری میزان گسترش کیهان بررسی می شدند نسبت به آن دسته از ستارگانی که میلیارد ها سال پیش منفجر شده و اخیرا توسط تلسکوپ فضایی هابل کشف شده اند ، شباهت های فراوانی وجود دارد.این امر خود گویای این حقیقت است که ابر نو اختر ها نمونه بسیار خوبی برای تحقیق و به واسطه آن بررسی گسترش کیهان از آغاز تا کنون می باشند.

آدام ریز از موسسه علمی تلسکوپ فضایی و دانشگاه هاپکینز از نخستین کسانی بوده است که به تحقیق و بررسی وجود انرژی تاریک در سال 1998 میلادی پرداخته و در حال حاضر مسئولیت هدایت مطالعات تلسکوپ هابل را بر عهده دارد.ریز در این باره می گوید: اگرچه که انرژی تاریک نزدیک به 70% از انرژی کیهان را به خود اختصاص داده است، اما دانش ما پیرامون این نیروی اسرار آمیز بسیار اندک است.در این بین یافتن کوچک ترین نشانه هم از اهمیت ویژه ای برخوردار است.بر طبق یافته های ما انرژی تاریک در آغاز پیدایش دارای نیروی اندکی بوده است اما از 9 میلیارد سال پیش ماهیت حقیقی خود را نشان داده است.

برای بررسی انرژی تاریک و ماهیت آن در گذشته کیهان ، تلسکوپ فضایی هابل می بایست به جستجو و بررسی ابر نو اختر ها به عنوان نشانه ای از گسترش کیهان می پرداخت، به عبارت دیگر با این کار به گذشته سفر می کرد.

بر مقایسه تصور کنید تعدادی کرم شب تاب در یک شب تابستانی با درخششی یکسان در حیات منزل شما به پرواز مشغولند.با بررسی میزان درخشندگی آنها با توجه به فاصله شان نسبت به شما، به آسانی قادر خواهید بود تا به نحوه پراکندگی آنها پی ببرید.

از آنجا که ابر نو اختر ها به واسطه فاصله زیاد شان بسیار کم سو هستند، بر خلاف تلسکوپ های غول پیکر زمینی ، فقط تلسکوپ فضایی هابل توانایی بررسی آنها را دارا می باشد.



نمایی از تحول و گسترش کیهان از آغاز تا کنون






بر طبق نظریه ای که توسط آلبرت اینشتین در بیش از نیم قرن پیش مطرح گردید ،نیروی دافعه ای در فضا (انرژی تاریک)در تلاش است تا نیروی گرانش کیهان (ماده تاریک)را متعادل نگاه دارد، به عقیده او تقابل بین انرژی تاریک و ماده تاریک روزی باعث انفجار درونی کیهان خواهد شد.

برای مدت ها "ثابت کیهان شناختى" اینشتین همچون فرضیه ای عجیب تصور می شد، تا سرانجام در سال 1998 میلادی آدام ریز به همراهی تیم های- زد سوپرنوا و اعضای پروژه سوپرنوا کازمالوجی با بهره گیری از تلسکوپ های غول پیکر زمینی و تلسکوپ فضایی هابل با بررسی شماری از ابر نو اختر ها به اندازی گیری گسترش کیهان پرداختند. پس از مدتی اختر فیزیک دانان به این نتیجه رسیدند که حق با اینشتین است، و نیروی دافعه در فضا وجود دارد و سرانجام این نیرو ،انرژی تاریک نام گذاری شد.

در طی 8 سال اخیر دانشمندان پیوسته تلاش کرده اند تا به ماهیت دو ویژگی بنیادی انرژی تاریک یعنی نیرو و تداوم آن پی ببرند.بر طبق آخرین یافته ها انرژی تاریک همچون مانعی حتی پیش از آن که بر گرانش ماده تاریک کیهان پیشه بگیرد وجود داشته است.

مشاهدات گذشته هابل حاکی آز آن بود که کیهان در دوره های نخستین خود تحت سیطره نیروی گرانش قرار داشته و با سرعت بسیار اندکی گسترش می یافت.بر پایه همین مشاهدات دانشمندان دریافتند که 5 تا 6 میلیارد سال پیش سرعت گسترش کیهان افزایش یافت، زمانی که نیروی دافعه انرژی تاریک بر نیروی گرانش پیشه گرفت.در دو سال اخیر با آنالیز داده های حاصل از بررسی بیش از 24 ابر نو اختر در دور دست های کیهان ،اخترشناسان توانستند زمان دقیق تر این فرایند را برابر 9 میلیارد سال پیش محاسبه نمایند.

اختر فیزیک دانان با بررسی مداوم ابعاد کیهان ما رشد (تغییر و تحول) آن را در دوره های مختلف پی گیری می کنند، درست همانند پدر و مادر که به رشد فرزندان خود با مشاهده تغییر در طول قد نسبت به چهار چوب در می نگرند و در این بین ابر نو اختر ها به عنوان چهارچوب در، تلسکوپ فضایی هابل را در یافتن نشانه ها یاری می کنند.

لو استرولگر اختر شناس و عضو تیم تلسکوپ هابل از دانشگاه وسترن کنتاکی در پایان خاطر نشان کرد : زمانی که نیروی گرانش ماده شناخته شده در کیهان کاهش می یابد،انرژی تاریک شروع به کشیدن ماده می کند.