लंबन: वह सब कुछ जो आपको जानना आवश्यक है

La लंबन चुने हुए बिंदु के आधार पर किसी वस्तु की स्पष्ट स्थिति का कोणीय विचलन है। खगोल विज्ञान की दुनिया में दूरियों को मापने और आकाशीय पिंडों की कल्पना करने के लिए इसके कुछ अनुप्रयोग हैं। बहुत से लोग नहीं जानते कि लंबन क्या है।

इसलिए, इस लेख में हम आपको बताने जा रहे हैं कि लंबन क्या है, इसकी विशेषताएं क्या हैं और इसका महत्व क्या है।

लंबन क्या है

लंबन में अपनी उंगलियों को अपनी आंखों के सामने रखना शामिल है। पृष्ठभूमि एक समान नहीं होनी चाहिए। पहले एक आँख से और फिर दूसरी से सिर या उंगली को हिलाए बिना देखने पर, यह देखा जा सकता है कि पृष्ठभूमि के संबंध में उंगली की स्थिति बदल जाती है। अगर हम अपनी उंगली को आंख के पास लाएं और फिर एक आंख से और फिर दूसरी से देखें, पृष्ठभूमि पर दो अंगुलियों की स्थिति एक बड़े हिस्से को कवर करती है।

ऐसा इसलिए है क्योंकि आंखों के बीच कुछ सेंटीमीटर होते हैं, इसलिए उंगलियों को एक आंख से जोड़ने वाली काल्पनिक रेखा उंगलियों को दूसरी आंख से जोड़ने वाली काल्पनिक रेखा के साथ एक कोण बनाती है। यदि हम इन दो काल्पनिक रेखाओं को नीचे तक बढ़ाते हैं, तो हमारे पास उंगलियों की दो अलग-अलग स्थितियों के अनुरूप दो बिंदु होंगे।

हम उंगली को आंख के जितना करीब रखते हैं, कोण उतना ही बड़ा होता है और आभासी विस्थापन भी उतना ही बड़ा होता है। यदि आंखें अधिक दूर होतीं, तो दो रेखाओं द्वारा निर्मित कोण अधिक बढ़ जाता, इसलिए पृष्ठभूमि से उंगली का आभासी विस्थापन अधिक होता।

खगोल विज्ञान में लंबन

यह बात ग्रहों पर भी लागू होती है। असल में, चाँद इतना दूर है कि जब हम उसे अपनी आँखों से देखते हैं तो हम कोई अंतर नहीं बता सकते. लेकिन अगर हम सैकड़ों किलोमीटर दूर दो वेधशालाओं से तारों भरे आकाश की पृष्ठभूमि में चंद्रमा को देखें, तो हमें कुछ चीजें नज़र आती हैं। पहली वेधशाला से हमें एक विशेष तारे से एक निश्चित दूरी पर चंद्रमा का किनारा दिखाई देगा, जबकि दूसरी वेधशाला में वही किनारा उसी तारे से अलग दूरी पर होगा।

तारों की पृष्ठभूमि के संबंध में चंद्रमा के आभासी विस्थापन और दो वेधशालाओं के बीच की दूरी को जानकर इस दूरी की गणना त्रिकोणमिति की मदद से की जा सकती है।

यह प्रयोग पूरी तरह से काम करता है क्योंकि पर्यवेक्षक की स्थिति बदलते समय तारों वाले आकाश की पृष्ठभूमि के संबंध में चंद्रमा का स्पष्ट विस्थापन बहुत बड़ा होता है। खगोलविदों ने इस ऑफसेट को उस स्थिति को समायोजित करने के लिए सामान्य किया है जिसमें एक पर्यवेक्षक चंद्रमा को क्षितिज पर देखता है जबकि दूसरा इसके ऊपर होता है। त्रिभुज का आधार पृथ्वी की त्रिज्या के बराबर है, और यह चंद्रमा के शीर्ष के साथ जो कोण बनाता है वह "भूमध्य रेखा पर क्षैतिज लंबन" है। इसका मान 57,04 मिनट चाप या 0,95 रेडियन है।

वास्तव में, एक महत्वपूर्ण विस्थापन, क्योंकि यह पूर्णिमा के स्पष्ट व्यास के दोगुने के बराबर है। यह एक परिमाण है जिसे चंद्रमा की दूरी के लिए एक अच्छा मूल्य प्राप्त करने के लिए पर्याप्त सटीकता से मापा जा सकता है। लंबन की मदद से गणना की गई यह दूरी चंद्र ग्रहण के दौरान पृथ्वी द्वारा डाली गई छाया की पुरानी पद्धति द्वारा प्राप्त आंकड़ों से बहुत अच्छी तरह मेल खाती है।

दुर्भाग्य से, 1600 में परिस्थितियों ने वेधशाला को काफी दूर रखने की अनुमति नहीं दी, जिसने ग्रहों की खोज की गई बड़ी दूरियों के साथ संयुक्त रूप से तारों वाले आकाश की पृष्ठभूमि के खिलाफ स्पष्ट विस्थापन को सटीक होने के लिए बहुत छोटा बना दिया।

प्रकार

हम कह सकते हैं कि लंबन दो प्रकार के होते हैं:

• भूकेंद्रीय लंबन: जब प्रयुक्त त्रिज्या जमीन है।
• सर्पिल केन्द्रक या वार्षिक लंबन: जब प्रयुक्त त्रिज्या सूर्य के चारों ओर पृथ्वी की कक्षा है।

यदि हम जनवरी और जून में किसी तारे को देखें, तो पृथ्वी पृथ्वी की कक्षा में दो सापेक्ष स्थिति में होगी। हम तारे की स्पष्ट स्थिति में परिवर्तन को माप सकते हैं। लंबन जितना बड़ा होता है, वह तारा उतना ही निकट होता है। इसके लिए, पारसेक को इकाई के रूप में उपयोग किया जाता है, जिसे चाप के सेकंड में मापे गए त्रिकोणीय लंबन के व्युत्क्रम के रूप में परिभाषित किया जाता है।

लंबन जांच

बाद में इतालवी वैज्ञानिक गैलीलियो गैलीली द्वारा आविष्कृत या संशोधित दूरबीनें आईं। टेलीस्कोप आसानी से कोणीय दूरियों को माप सकते हैं जिन्हें नग्न आंखों से नहीं देखा जा सकता है।

सबसे बड़े लंबन वाले ग्रह निकटतम ग्रह हैं, अर्थात् मंगल और शुक्र। शुक्र अपने निकटतम मार्ग के दौरान सूर्य के इतना करीब है कि इसे तब तक नहीं देखा जा सकता जब तक कि यह अपने पारगमन के दौरान सौर डिस्क की पृष्ठभूमि के खिलाफ दिखाई न दे। फिर, एकमात्र मामला जहां लंबन मापा जाता है वह मंगल है।

ग्रहों के लंबन का पहला टेलीस्कोपिक माप 1671 में किया गया था। दो पर्यवेक्षक फ्रांसीसी खगोलशास्त्री जीन रिचेल थे, जिन्होंने केयेन, फ्रेंच गुयाना और इतालवी-फ्रांसीसी खगोलशास्त्री गियोवन्नी कैसिनी के वैज्ञानिक अभियान का नेतृत्व किया, जो पेरिस में रहे। उन्होंने यथासंभव उसी समय मंगल का अवलोकन किया और निकटतम तारे के सापेक्ष इसकी स्थिति को नोट किया। देखे गए स्थिति अंतर की गणना करके, केयेन से पेरिस की दूरी को जानकर, माप के समय मंगल से दूरी की गणना की जाती है।

एक बार पूरा हो जाने पर, केप्लर मॉडल का पैमाना उपलब्ध हो जाएगा, जिससे हम सौर मंडल में अन्य सभी दूरियों की गणना कर सकेंगे। कैसिनी ने अनुमान लगाया कि सूर्य-पृथ्वी की दूरी 140 मिलियन किलोमीटर है, वास्तविक आंकड़े से 9 लाख किलोमीटर कम, लेकिन पहले प्रयास के परिणाम बहुत अच्छे रहे।

बाद में, ग्रहों के लंबन के अधिक सटीक माप किए गए। शुक्र पर कुछ, जहां यह पृथ्वी और सूर्य के ठीक बीच से गुजरता है, सौर डिस्क पर एक छोटे काले घेरे के रूप में देखा जा सकता है। ये पारगमन 1761 और 1769 में हुए थे। यदि दो अलग-अलग वेधशालाओं से यह सत्यापित किया जा सकता है कि सौर डिस्क के साथ शुक्र के संपर्क का क्षण और सौर डिस्क से इसके अलग होने का क्षण, अर्थात पारगमन की अवधि एक वेधशाला से दूसरे में भिन्न होती है। इन परिवर्तनों और दो वेधशालाओं के बीच की दूरी को जानकर शुक्र के लंबन की गणना की जा सकती है। इन आंकड़ों से आप शुक्र और फिर सूर्य की दूरी की गणना कर सकते हैं।

मुझे आशा है कि इस जानकारी से आप लंबन क्या है और इसकी विशेषताओं के बारे में अधिक जान सकते हैं।