http://wiki.avastarco.com/api.php?action=feedcontributions&user=Flare+star&feedformat=atomویکی نجوم - مشارکتهای کاربر [fa]2024-03-28T17:32:45Zمشارکتهای کاربرMediaWiki 1.29.2http://wiki.avastarco.com/index.php?title=M94&diff=8241M942012-09-15T06:01:33Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}M94 یا مسیه 94 [[کهکشان مارپیچی]] در [[صورت فلکی تازی ها]] است که در فاصله 14.5 ملیون [[سال نوری]] از [[زمین]] واقع شده است. این [[جرم]] از [[قدر]] 9 بوده و در [[فهرست NGC]] عدد 4736 را به خود اختصاص داده است.<br />
<br />
[[پرونده:Messier object 094.jpg]]<br />
<br />
[[رده : فهرست [[اجرام مسیه]]]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=M60&diff=8240M602012-09-15T06:00:04Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}M60 یا مسیه 60 که در [[صورت فلکی سنبله]] قرار دارد یک [[کهکشان بیضوی]] از [[قدر]]10 که در فاصله 60ملیون [[سال نوری]] از [[زمین]] واقع شده است.نکته ی شایان ذکر در این [[کهکشان]] وجود [[سیاه چاله]] بزرگی در قلب این [[کهکشان]] است که بزرگ ترین سیاه چاله ی کشف شده تا کنون است.این [[جرم]] در [[فهرست NGC]] عدد 4649 را به خود اختصاص داده است.<br />
<br />
[[پرونده:Messier object 060.jpg]]<br />
<br />
[[رده: فهرست [[اجرام مسیه]]]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=M26&diff=8239M262012-09-15T05:57:54Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>[[پرونده:Messier object 026.jpg|thumb|340px|left|مسیه ۲۶.]]<br />
'''مسیه ۲۶''' یا انجیسی ۶۶۹۴ یک [[خوشه ستارهای باز]] در [[صورت فلکی سپر]] است که فاصله آن از [[زمین]] پنج هزار [[سال نوری]] و [[قدر ظاهری]] آن ۹٫۵ است.<br />
<br />
قطر این [[جرم]] مسیه، ۲۲ سال نوری است و قدر درخشان ترین [[ستاره]] ی آن ۱۱٫۹ میباشد. سن این خوشه را ۸۹ میلیون سال محاسبه کردهاند.<br />
<br />
یکی از پدیدههای جالب در این خوشه، وجود یک منطقه کمستاره در نزدیکی هستهٔ آن است. این منطقه ممکن است در اثر وجود ابرهایی از [[ماده میانستارهای]] که میان ما و مسیه ۲۶ قرار گرفته اینگونه دیده شود.<br />
<br />
<br />
== منابع ==<br />
ویکی پدیا فارسی<br />
[[رده:فهرست اجرام مسیه]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B1%D8%B4%D8%AA%D9%87_%D9%87%D8%A7%D8%A8%D9%84&diff=8238رشته هابل2012-09-15T05:52:41Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div><p style="text-align: justify; ">[[File:HubbleTuningFork.jpg|thumb|left|HubbleTuningFork.jpg]] از طرحی که به دیاپازون هابل (Hubble’s Tuning Fork) معروف است برای نمایش نحوۀ طبقه بندی [[ادوین هابل]] استفاده میشود. هابل اعتقاد داشت که [[کهکشان]]ها در مسیر تحول خود و با گذشت زمان، از انتهای چپ دیاپازون به سمت راست حرکت میکنند. از اینرو، او [[کهکشانهای بیضوی]] را «کهکشانهای اولیه» و[[ کهکشان های مارپیچ]] را «کهکشانهای متأخر» نامید. این عقیده صحیح نبود. کهکشانهای مارپیچ میچرخند، پس [[تکانه زاویه ای]] دارند؛ در حالیکه در مورد کهکشانهای بیضوی این گونه نیست. هیچ راهی وجود ندارد که کهکشان بیضوی به ناگاه تکانه زاویهای کسب کند، لذا نمیتواند به کهکشان مارپیچ تبدیل شود. اما ممکن است ادغام کهکشانهای مارپیچ منجر به تشکیل کهکشانهای عظیم بیضوی شود.</p><br />
== منبع ==<br />
<br />
کتاب درآمدی بر نجوم و کیهانشناسی/ نویسنده: ایان موریسون/ مترجم: غلامرضا شاهعلی/ [http://astronomy2012.blogfa.com/ http://astronomy2012.blogfa.com/]<br />
<br />
[[Category:کیهانشناسی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D9%82%DB%8C%D9%81%D8%A7%D9%88%D9%88%D8%B3&diff=8237صورت فلکی قیفاووس2012-09-15T05:42:31Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div><p style="text-align: justify; ">هر چند که این [[صورت فلکی]] فاقد ستارگان درخشنده می باشد ، اما از هزار ها سال قبل شناخته شده بوده است . همنام اساطیری آن شوهر [[ذات الکرسی]] (ملکه) و پدر[[ آندرومدا]] محسوب می گردد . شکل آن تقریبا شبیه به یک نقاشی کودکانه از خانه ای با سقف شیبدار است . از آنجا که [[کهکشان راه شیری]] از قیفاووس می گذرد ، لذا از نظر [[سحابی]] ها و [[خوشه های ستاره ای]] غنی می باشد .</p>[[پرونده:Costcep.gif|قاب|صورت فلکی قیفاووس]]<br />
== ستاره ها ==<br />
<p style="text-align: justify; ">ستاره ی آلفای این صورت فلکی به نام ذراع الیمین است که در عربی به معنای "بازو" و یا "شانه" می باشد . طیف آن از نوع A7 IV-V ، [[قدر]]ش 2/4 و فاصله اش تا ما معادل 49 [[سال نوری]] است . ستاره ی دلتا یک نمونه ی نخستین از ستارگان متغیری است که تحت نام قیفاووسی ها طبقه بندی می شوند . دقیقا ظرف مدت 5/366341 روز دلتای قیفاووسی قدر و نوعش از 3/5 با[[ طیف]] F5 به قدر 4/4 و طیف G2 تغییر یافته و مجددا به حالت قبل بر می گردد .</p><br />
== اجرام عمقی آسمان ==<br />
<p style="text-align: justify; ">NGC188 قدیمی ترین [[خوشه ستارهای باز]] شناخته شده می باشد در حالی که در خشنده ترین ستاره ی آن ، قدر 11 دارد . IC1396 در جنوب غربی موی قیفاووسی شامل حدود 30[[ ستاره]] در منطقه ای به قطر 50 دقیقه قوسی است که تقریبا دو برابر قطر [[ماه]] در حالت[[ بدر]] را می پوشاند . درخشنده ترین ستاره ی آن دارای قدر ششم است . &nbsp;</p><br />
== منابع&nbsp; ==<br />
<p style="text-align: justify; ">1. کتاب صورتهای فلکی / دکتر گری مکلر ، دکتر مارک چارترند ، ویل تیریون (نویسنده) / مهندس احمد دالکی (مترجم) / موسسه جغرافیایی و کارتوگرافی گیتاشناسی</p><br />
[[رده:صور فلکی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A8%D8%A7%D8%B1%D8%B4_%D8%A7%D8%B1%D8%A7%D8%A8%D9%87_%D8%B1%D8%A7%D9%86%DB%8C&diff=6810بارش ارابه رانی2012-08-26T05:36:23Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}<br />
نخستین بارش شهابي ارابهرانی در تابستان سال ۱۹۳۵ میلادی گزارش شد. بعدها مشخص شد که منشا این بارش [[دنبالهدار]]ی بلند دورهای به نام (C/1911 N1) با دوره تناوب ۲۰۰۰ سال است. این دنبالهدار در سال ۱۹۱۱ به هنگام گذر از درون [[منظومه شمسی]] و رسیدن به حضیض [[مدار]] بزرگ خود کشف شده است. <br />
<br />
[[زمین]] هر سال در شبهای نزدیک به ۹ و ۱۰ شهریور از نزدیکی جریان توده ذرات رها شده از اين دنبالهدار میگذرد اما در بیشتر سالها این توده چنان رقیق است که شهاب های چندانی از این بارش دیده نمیشود.<br />
<br />
كانون اين بارش در نزدیکی [[ستاره]] [[عیوق]] در [[صورت فلکی ارابه ران]] می باشد.<br />
<br />
[[رده:نجوم رصدی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A8%D8%A7%D8%B1%D8%B4_%D8%A2%D9%86%D8%AF%D8%B1%D9%88%D9%85%D8%AF%D8%A7%DB%8C%DB%8C&diff=6809بارش آندرومدایی2012-08-26T05:35:12Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>'''بارش شهابی آندرومدایی''' که با نام Beilids هم شناخته می شود. این بارش از بقاياي به جا مانده از [[دنبالهدار]] BEILA می باشد. این دنباله دار با دو ره تناوب 5/6 ساله درسال 1845 به دو قسمت تقسیم شد. كانون بارش در [[صورت فلکی آندرومدا]] واقع شده و گهگاهی بارشهای خوبی به نمایش میگذارد.<br />
<br />
اولین گزارش رویت بارش به سال 1741 برمیگردد در سالهای 1798- 1830- 1838 و 1847 در هفته اول دسامبر بارشهایی رخ داده است. كانون بارش نسبت به دیگر بارشها حرکت سریعتری از خود نشان داده که این راناشی از اثرات [[گرانش]]ی سیارات بزرگتر [[منظومه شمسی]] دانستهاند. با محاسباتی که D Arrest و Galle در سال 1872 انجام دادند احتمال بارش در 28 نوامبر همان سال وجودداشت، ساعاتی بعد از غروب [[خورشید]] و در تاریخ 27 نوامبر یعنی یک روز زودتر ، مردم اروپا شاهد یک بارش بسیار جالب و خیره کننده بودند. شهابها از نزدیکی [[ستاره]]ی گاما آندرومدا ايجاد می شدند.<br />
از سال 1885 وجود اين بارش با قاطعیت تایید نشده است. ظاهراً [[مدار]] حرکت شهابواره ها حرکت کرده و از مسیر مداری [[زمین]] خارج شده است.<br />
در سالهای 1952 و 1953 گزارشهای از رصد بارش وجود دارد و ظاهراً از آن تاریخ به بعد هیچ بارشی مشاهده گزارش نشده است.<br />
<br />
==منبع==<br />
<br />
دانشنامه هفت آسمان<br />
<br />
[[رده:نجوم رصدی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A8%D8%A7%D8%B1%D8%B4_%D8%A2%D9%84%D9%81%D8%A7_%D8%AC%D8%AF%DB%8C&diff=6808بارش آلفا جدی2012-08-26T05:33:19Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}<br />
<br />
نام یک [[بارش شهابی]] کوچک که كانون آن در [[صورت فلكي جدي]] قرار دارد و در بازه اواخر تیر تا اواخر مرداد روي مي دهد و از عرضهای جنوبی تر بهتر دیده می شود.<br />
<br />
پارامتر zhr آن 6 است ولی در آن شهاب هاي پرنور ([[آذرگوی]]) با رد هاي طولانی دیده می شود.<br />
<br />
مشاهدات نشان میدهند که مدار [[دنباله دار]] سازنده اين بارش [[مدار]] پیچیده ای داردو شاید دو مدار جداگانه بعنوان منبع بارش وجود داشته باشد.<br />
<br />
یکی از مدارها با مدار دنباله دار honda-mrkos-pajdusakova/p مطابقت دارد.<br />
<br />
[[رده:نجوم رصدی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AF%D8%A7%DB%8C%D8%B1%D8%A9_%D8%A7%D9%84%D8%A8%D8%B1%D9%88%D8%AC&diff=6807دایرة البروج2012-08-26T05:31:57Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}<br />
<br />
<div align="justify"><br />
مسیر ظاهری سالانه خورشید در میان ستارگان زمینه ی آسمان ، دایرة البروج نام دارد .<br />
<br />
با گردش زمین در [[مدار]] خود؛ به نظر میرسد [[خورشید]] در میان [[ستاره]] ها حرکت میکند. این حرکت متفاوت با حرکت روزانه شرق به غرب خورشید؛ جابجایی سالانه است که هر شبانه روز حدود یک درجه پیش میرود . ما نمیتوانیم به سادگی حرکت خورشید را ببینیم زیرا [[نور]] شدید خورشید ؛ ستاره ها را پنهان میکند . اگر آسمان روز روشن نبود ؛ میتوانستیم خورشید را در کنار ستاره های دیگر صورت های فلکی [[منطقه البروج]] ببینیم که هر ماه مکانش بین آنها تغییر میکرد . خورشید هر ماه تقریبا در یکی از این [[صورتهای فلکی]] یا برج ها قرار دارد .<br />
</div><br />
<br />
<br />
[[File:Celestial equator and ecliptic.svg|دايرةالبروج و [[استوای سماوی]]|چپ|قاب]]<br />
<br />
<br />
<br />
[[رده:نجوم رصدی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87_%DA%A9%D9%86%D8%AF%D9%88&diff=6806خوشه کندو2012-08-26T05:29:31Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نوشتار خرد}}<br />
== خوشه کندو ==<br />
<br />
<br />
مسیه ۴۴ (به انگلیسی: Messier 44) یا انجیسی ۲۶۳۲ یک [[خوشه ستارهای باز]] در [[صورت فلکی خرچنگ]] است که فاصله آن از [[زمین]] پانصد [[سال نوری]] و [[قدر ظاهری]] آن ۴ است.<br />
<br />
[[رده:نجوم رصدی]]<br />
<br />
== منبع ==<br />
<br />
ویکی بدیا</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87_%D9%82%D9%84%D8%A7%D8%A6%D8%B5&diff=6805خوشه قلائص2012-08-26T05:28:32Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>[[رده:نجوم رصدی]]<br />
یک [[خوشه باز]] ستاره ای در [[صورت فلکی ثور]].این خوشه در موقعیت سر صورت فلکی ثور (گاو) قرار داشته و [[ستاره]] [[دبران]] نیز در کنار همین خوشه دیده می شود(دبران عضو خوشه نیست). این خوشه در فاصله 151 [[سال نوری]] از [[زمین]] قرار داشته وقسمتی از دسته ستارگان متحرک ثوری می باشد.این خوشه بعد از خوشه ستارگان متحرک دب اکبری بعنوان دومین خوشه نزدیک به زمین شناخته می شود و همچنین دومین خوشه باز بزرگ آسمان(بعد از خوشه [[دب اکبر]]).صدها ستاره متعلق به خوشه قلائص به سمت نقطه ای در شرق ستاره [[ابطالجوزا]] در حرکتند.سرعت شعاعی این ستارگان 43 کیلومتر در ثانیه است.<br />
<br />
[[پرونده:Parvin.JPG|نمای کلی از خوشه ی قلائص در آسمان شب |چپ|قاب]]<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
ستارگان مرکزی خوشه در ابعاد 10 سال نوری پخش می باشند در حالیکه فاصله ستارگان پراکنده خوشه به 80 سال نوری می رسد.[[سرعت]] نسبی ستارگان این خوشه از تمام ستاره ها بیشتر بوده ودر حد 100 میلی ثانیه در سال می باشد.<br />
<br />
سن این خوشه 660 میلیون سال تخمین زده شده است.</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A7%D8%AC%D8%AA%D9%85%D8%A7%D8%B9_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87_%D8%A7%DB%8C&diff=6661اجتماع ستاره ای2012-08-25T05:07:11Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div><p style="text-align: justify; ">گروهی [[ستاره]] ی جوان پراکنده از هم (مثلا 100 ستاره در ناحیه ای به قطر چند صد [[سال نوری]]) که کم و بیش همراه هم در [[فضا]] حرکت می کنند ، ولی به لحاظ [[گرانش]]ی خوشه ی مقید به همی را تشکیل نمی دهند . اجتماع های [[ستاره]] ای در بازوهای مارپیچی [[کهکشان]] ما تشکیل می شوند و در مقیاس زمانی چند ده میلیون سال از هم می پراکنند .</p><br />
<br />
== منابع ==<br />
<br />
1. کتاب نجوم به زبان ساده / مایر دگانی (نویسنده) / محمدرضا خواجه پور (مترجم) / انتشارات گیتاشناسی</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A7%D9%82%D9%85%D8%A7%D8%B1_%DA%AF%D8%A7%D9%84%DB%8C%D9%84%D9%87_%D8%A7%DB%8C&diff=6660اقمار گالیله ای2012-08-25T05:05:53Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نوشتار خرد}}<span style="font-family: tahoma, geneva, sans-serif"><span style="font-family: tahoma, geneva, sans-serif"><font size="2" face="tahoma">&nbsp;چهار [[قمر]] از بزرگترين اقمار [[مشتری]] به ترتيب فاصله از اين [[سياره]] عبارتند از [[آیو]]، [[اروپا]]، [[گانیمید]] و [[کالیستو]] به اين چهار قمر، اقمار گاليله اي مي گويند. [[گالیله]] [[ستاره شناس]] ايتاليايي در سال 1610 به کمک يک [[تلسکوپ]] بدوي ساده توانست اين چهار قمر را کشف نمايد.</font></span></span>[[پرونده:اقمار گالیله ای.jpg|چپ|قاب]]<br />
<br />
== [[آیو]] ==<br />
[[پرونده:آیو.jpg|چپ|قاب]]<br />
<br />
فشار [[جو]]ی در سطح آیو در حدود <sup>10-</sup>10 است . جو آیو خصوصیت ویژه ای دارد&nbsp;:[[نور]] زرد تابش می کند که توسط [[اتم]] های سدیم گسیل می شود . این تابش سدیم آیو را مانند یک هاله زرد تا فاصله حدود 30000 کیلومتری در بر می گیرد .یک چنبره عظیم [[پلاسما]]یی در طول [[مدار]] آیو امتداد دارد و حلقه ای به ابعاد شش برابر اندازه [[مشتری]] تولید می کند . انفجار های آتش فشانی ابر سدیم را تولید می کنند .آیو حد اقل 11 آتش فشان فعال دارد در واقع آیو فعال ترین جرم سماوی آتش فشانی در [[منظومه شمسی]] است آتش فشان های فوران کننده دلالت بر آن دارد که درون آن اکنون داغ است . آتش فشان ها ستون هایی از [[گاز]] و گرد و غبار را تا ارتفاعات 250 کیلومتری با [[سرعت]]هایی تا 1000 متر بر ثانیه پرتاب می کنند. (در مقایسه با آتش فشان های بزرگ[[ زمین]] که مواد را با سرعت حدود 50 متر بر ثانیه خارج می سازند)در یک جسم سماوی تقریبا بدون هوا مانند آیو،گاز و گرد و غبار آتش فشانی در چند دقیقه آرایشی شبیه کوه دارند و سپس در یک شکل گنبدی پخش شده و بر روی آن می ریزند. آتش فشان های آیو شبیه به سپر یا مخروط نظیر آنچه بر روی سیارات خاکی وجود دارد ، نمی باشد .در عوض آنها شبیه به دهانه های آتش فشانی فرو ریخته هستند که گدازه به سادگی از سوراخ یک دهانه آتش فشان بیرون ریخته و تا شعاع صد ها کیلومتر در اطراف پخش می شود بنابراین دریاچه های گدازه چند رنگ ، بسیاری از آتش فشان های آیو را محاصره کرده اند دما در این دریاچه های گدازه حدود 330 درجه کلوین است رنگ آمیزی قرمز ،سیاه ،زرد،نارنجی و سفید را می توان به وجود گوگرد و ترکیبات گوگردی نسبت داد. هیچ دهانه آتش فشانی برخوردی بر روی آیو ظاهر نمی شود ،شارشهای آتش فشانی همه آنها را پوشانده است .سطح آن در [[منظومه شمسی]] جوان ترین سطح می باشد ،احتمالا کمتر از یک میلیون سال عمر دارد.<br />
<br />
== [[اروپا]] ==<br />
[[پرونده:آروپا.jpg|چپ|قاب]]<br />
<br />
سیمای ظاهری اروپا از ناحیه روشن یخ آب در میان نواحی تاریکتر نارنجی -قهوه ای تشکیل شده است . سطح اروپا توسط نوار ها و تسمه هایی که احتمالا با شکستگی هایی در پوسته یخ پر شده اند مشبک شده است برخی از این ترک ها در حدود هزاران کیلومتر امتداد می یابند و به پهنای 50 تا 200 کیلومتر شکافته می شوند اما فقط به عمق 100 متری یا در حدود آن می رسند سطح اروپا تقریبا عاری از دهانه های آتش فشانی برخوردی است و لذا نمی تواند قدیمی باشد باید از زمان شکل گیری اش تکامل یافته باشد . پوسته ی آن پی از شکل گیری برای از بین بردن شواهد بمباران شدید اولیه باید گرم و در بعضی موارد نرم بوده باشد .سطح ترک خورده اروپا دلالت بر این دارد که پوسته یخی جامد آن نازک است و درونش داغ و در ابتدا مذاب بوده .یک الگوی آزمایشی پیشنهاد می کند که پوسته آن مدت ها پیش گل مانند بوده است که توسط یک درون داغ به طور جزئی مذاب نگه داشته شده بود .که تدریج که اروپا سرد شد پوسته آن به شکل صیقلی و یخ آینه ای تغییر کرد که بعد ها ترک خورد .<br />
<br />
اروپا برای منجمین تعجب برانگیز است طیف سنجی با قدرت تفکیک بالای HST یک جو [[اکسیژن]] مولکولی را در آن آشکار کرد&nbsp;!این جو آن قدر رقیق است که فشار سطحی آن <sup>11-</sup>10 جو می باشدبنظر می رسد که[[ گاز]] از یخ آب در سطح شکل گرفته باشد نور [[فرابنفش]] [[خورشید]] و ذرات انرژی دار آب را بخار کرده و سپس به [[مولکول]] های [[هیدروژن]] و اکسیژن تجزیه می کنند . هیدروژن به علت [[جرم]] کم سریعا به [[فضا]] فرار می کند اکسیژن آهسته تر این کار را انجام می دهد .تعادل بین این تولید و اتلاف جو پراکنده را نگه می دارد .<br />
<br />
== [[گانیمید]] ==<br />
بزرگترین [[قمر]] مشتری [[گانیمید]] است که به عنوان بزرگترین قمر در منظومه شمسی به حساب می آید .سطح آن به طور مبهمی با نواحی تاریک شبه دریا ،مانند قمر ما به نظر می رسد .گانیمید همانند اروپا دارای خطوط عظیم جا به جا شده ای در طول سطحش می باشد .<br />
گانیمید دو نوع ناحیه اساسی خاکی دارد دهانه دار و شیار دار .دهانه ها آتش فشانی تا قطر 15 کیلومتر به میزان زیدی ناحیه دهانه دار را مشخص می کنند .فراوانی آنها نشان می دهد که قسمت دهانه دار خاکی حدود 4 بیلیون سال عمر دارد .در مقایسه با موارد مشابه روی [[ماه]] و [[عطارد]] دهانه ها به نسبت اندازه اشن کم عمق اند ،و برخی دارای بستر محدب به جای مقعر است .بسیاری از دهانه های روی گانیمید دارای پرتو های بسیار روشن هستند که از آنها امتداد می یابد و شکل گیری آنها را توسط برخورد هایی روی یک سطح یخ زده تابیده می کند.<br />
[[فضاپیما]]ی گالیله با اطلاعات تکان دهنده ای از گانیمید برگشته است اولا این قمر دارای مغناطیس سپری است که ممکن است توسط یک هسته فلزی سیال یا یک لایه رسانای آب نمک در زیر پوسته تولید شده باشد .ثانیا سطح دارای میدان های یخ دهانه دار قدیمی در مجاور یا روی صفحات آتش فشانی یخی جوانتر ،کوهستان های یخی لبه دار ،شیار های عمیق و حوضچه های عریض می باشد که به نظر می رسند از نیروهای زمین ساختی نتیجه شده باشند .<br />
<br />
<br />
== [[کالیستو]]==<br />
کالیستو (به انگلیسی: Callisto) (kəˈlɪstoʊ kə-LIS-toe, یا به یونانی Καλλιστώ) یک قمر طبیعی سیاره مشتری است و در سال ۱۶۱۰ توسط گالیله کشف شد. کالیستو سومین قمر بزرگ در سامانه خورشیدی و دومین قمر بزرگ در مشتری و بعد از گانمید است. این قمر ۹۹ درصد قطر عطارد را دارد اما تنها یک سوم آن جرم دارد. به لحاظ دوری چهارمین قمر گالیلهای است، شعاع مدار آن ۱٬۸۸۰٬۰۰۰ کیلومتر است.<br />
<br />
== منبع ==<br />
کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی جلو اول ،زیلیک-گرگوری<br />
<br />
<br />
[[Category:منظومه شمسی|منظومه_شمسی]]<br/>[[Category:علوم سیارهای|علوم_سیارهای]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86_%D8%A8%DB%8C%D8%B6%D9%88%DB%8C&diff=6657کهکشان بیضوی2012-08-25T04:54:49Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div><p style="text-align: justify;">همانگونه که از نام این [[کهکشان]] ها بر می آید ، این کهکشان ها شکلی بیضی گون دارند ، چیزی شبیه به توپ راگبی &nbsp;. در هنگام مشاهده ، شکل آن ها از حالتی عملا دایره ای ، که هابل آن را E0 نامید ، تا E7 ، یعنی نمونه های کاملا کشیده ، متغیر است .&nbsp;</p><p style="text-align: justify;">این تقسیم بندی کاملا مشاهداتی است و لزوما بیان گر شکل واقعی کهکشان نمی باشد - اگر از یک انتها حتی به کهکشانی کاملا کشیده ، یا توپ راگبی ، نگاه کنیم ، آن را دایره ای می بینیم&nbsp;! در قلب خوشه های بزرگ کهکشانی ، اغلب یک یا چند کهکشان عظیم بیضوی مشاهده می شود . آن ها تا 10 میلیون میلیون [[جرم]] [[خورشید]] را در حجمی حدود 9 برابر کهکشان ما - قطری حدود 300000 [[سال نوری]] - جای می دهند . احتمالا آن ها نتیجه ی ادغام تعداد زیادی کهکشان کوچکترند . این کهکشان ها پر جرم ترین کهکشان های شناخته شده هستند ، هر چند که تعداد آن ها نسبتا کم است . کهکشان های بیضوی ای که چند میلیون جرم خورشید را در حجمی به وسعت چند هزار سال نوری جای داده اند ، بسیار فراوان هستند . یک حقیقت جالب آن است که به نظر نمی رسد[[ ستاره]] ی جوانی در کهکشان های بیضوی وجود داشته باشد ، به عبارتی ظاهرا سازو کار ساخت ستاره متوقف شده است - در گذشته تمام[[ گاز]] برای ساخت ستاره مورد مصرف قرار گرفته است - . تصاویر [[M31]] ، [[کهکشان آندرومدا]] ، دو کهکشان بیضوی&nbsp;را برای آن نشان می دهد . کهکشان نزدیک تر و در ظاهر کروی تر ، از رده ی E2 است ، &nbsp;در حالیکه کهکشان دورتر از رده ی E5 می باشد . کهکشان های بیضوی حدود یک سوم تمام کهکشان های [[جهان]] را شامل می شوند .</p><p style="text-align: justify;"></p><p style="text-align: justify;"></p><p style="text-align: center;">[[File:M32.jpg|کهشان بیضوی M32]]</p><br />
== منابع ==<br />
<p style="text-align: justify;">1. کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان شناسی / یان موریسون (نویسنده) / غلامرضا شاه علی (مترجم) / انتشارات ارم شیراز</p><br />
[[رده:کیهانشناسی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%D9%88%D8%B1%D9%85_%D8%AE%D9%88%D8%AF_%D8%A8%D9%87_%D8%AE%D9%88%D8%AF%DB%8C&diff=6656تورم خود به خودی2012-08-25T04:51:35Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>این نظریه توسط [[آندره لیند]] و در جهت تکمیل نظریه تورم ([[ آلن گوث]] ) ارائه گردید . نظریه ی تورم نمونه ی کامل یک نظریه ی پاسخگوست , اما یک معمای پیچیده دارد . معمایی که آلن گوث را هم آشفته کرده بود . پرسش این بود : چه مکانیزمی وجود دارد که می تواند تورم را اینقدر طولانی کند ؟ چگونه تورم یک جهان می تواند جهانی را که می شناسیم به وجود آورد ؟ <br />
در نهایت لیند نسخه جدیدی از نظریه تورم را ارائه کرد که پاسخ مناسبی برای معمای تورم داشت . او [[جهان]]ی را به تصویر کشید که در آن , در نقاط تصادفی در[[ فضا]]-زمان , شکست خودبه خودی رخ می دهد . در هر نقطه ای که شکستی رخ می دهد , جهانی ایجاد می شود که کمی متورم می گردد . در اغلب موارد , مقدار تورم کم است . اما از آنجا که این فرآیند تصادفی ست , در نهایت حتما حبابی وجود خواهد داشت که در آن تورم به اندازه کافی طولانی می شود تا بتواند جهان ما را ایجاد کند . <br />
بر طبق این نظریه, تکه کوچکی از یک جهان ممکن است ناگهان متورم شده و شروع به رشد کند . به این ترتیب فرزندی زاد می شود که ممکن است خود , جهان نوپای دیگری را به وجود آورد . این فرآیند مثل وقتی است که به حبابهای صابون معلق در هوا فوت می کنیم و می بینیم که بعضی حباب ها نصف شده و تبدیل به دو حباب می شوند . اگر این نظریه درست باشد ممکن است که ما در دریایی از این جهان ها زندگی می کنیم .با استناد به نتایج منطقی این نظریه می توان گفت , تورم , دائمی و ابدی بوده و [[انفجار بزرگ]] همواره در حال رخ دادن است . بنابراین همواره جهان های جدیدی از درون دیگر جهان ها جوانه می زنند .<br />
[[رده:کیهانشناسی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%81%D8%B6%D8%A7%DB%8C_%D9%85%DB%8C%D8%A7%D9%86_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87_%D8%A7%DB%8C&diff=6655فضای میان ستاره ای2012-08-25T04:49:29Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>[[پرونده:Heliospheric-current-sheet.gif|چپ|350px]]<br />
<br />
شاید گمان کسانی این باشد که قسمت اعظم غبار و [[گاز]]ی که طی هزاران سال ستارگان را ساخته اند میبایست در این فرایند به مصرف رسیده باشدن.<br />
اما چنین نیست،زیرا [[ماده]] ناچگالیده میان ستاره ای از خود ستارگان بیشتر است . [[سحابی جبار]] ابر زیبای خاصی از گاز است که جلوه ی درخشانی دارد.زیرا درون این ابز گاز [[هیدروژن]] تعداد ستاارگان بسیار داغ نگین وار جای فرا گرفته اند . این ستارگان [[اتم]] های [[سحابی]] را بر می انگیزند به طوری که سحابی مانند لامپ نئون تابان میشود.بسیاری از مجموع های گاز و غبار دیگر هم وجود دارند که خود را نشان نمی دهند و به این صورت هم تماشایی نیستند.اما با وسایل دقیق تری میتوان آن ها را کشف کرد.<br />
<br />
هرچند که فضای بین ستارگان تقریبا خلا کامل است ، صد ها برابر بهتر از هر خلایی که میتوان در آزمایشگاه های فیزیک امروزی تهیه کرد،اما هنوز بخش چشم گیری از [[جرم]] عالم را در بر دارد.محیط میان ستاره ای بنا بر تعریف، حاوی گاز های اتمی ، [[مولکول]] ها ، غبار و پرتو ها ی کیهانی و به طور کلی ماده ای مرکب از ذرات بسیار ریز است که با چشم غیر مسلح دیده نمی شود.<br />
<br />
==منبع==<br />
نجوم دینامیکی <br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
[[رده:اخترفیزیک]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B7%DB%8C%D9%81_%DA%AF%D8%B3%DB%8C%D9%84%D8%B4%DB%8C&diff=6654طیف گسیلشی2012-08-25T04:47:37Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نوشتار خرد}}<br />
<p style="text-align: justify;"><span style="font-size:small;">طیفی که با گسیل تابش [[الکترومغناطیس]]ی به وسیله ی [[ماده]] ، پدید می آید . انرژی از طریق گرما یا سازوکار دیگری به ماده داده می شود . این انرژی [[اتم]] ها یا [[مولکول]] ها را به ترازهای انرژی بالاتر (حالت های برانگیخته) می برد . گذار از این حالت های برانگیخته به ترازهای پائینی باعث گسیل [[فوتون]] هایی با انرژی ها (یا فرکانس ها)ی مشخص می شود . بنابراین ، طیف گسیلشی مرکب از خطوط گسیلشی است .</span></p><br />
== منابع&nbsp; ==<br />
<p style="text-align: justify;"><span style="font-size:small;"><span style="text-align: justify;">1. کتاب نجوم به زبان ساده / مایر دگانی (نویسنده) / محمدرضا خواجه پور (مترجم) / انتشارات گیتاشناسی</span></span></p><br />
[[رده:اخترفیزیک]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%DA%AF%D8%A7%D9%86_%D8%AF%D9%88%D8%B1%D9%82%D8%B7%D8%A8%DB%8C&diff=6653ستارگان دورقطبی2012-08-25T04:44:46Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}<span style="font-family: tahoma, geneva, sans-serif">در هر [[عرض جغرافیایی]] ستارگانی&nbsp;وجود دارند&nbsp;که هیچگاه طلوع و غروب نمیکنند.به این [[ستاره]] ها دور قطبی یا پیرا قطبی میگوییم.ستارگان دور قطبی را به شرط آن که شرایط اجازه دهد،در هر شب&nbsp; از سال میتوان دید.اگر دخالت [[خورشید]] که [[نور]] زیاد آن تشخیص&nbsp; نور ضعیف ستارگان را غیرممکن میسازد،نبود این </span><span style="font-family: tahoma, geneva, sans-serif">ستارگان در طول روز هم قابل مشاهده بودند.</span><br />
<br />
[[رده:نجوم رصدی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA_%D8%AA%D8%B1%D9%82%D8%B5%DB%8C&diff=6652حرکت ترقصی2012-08-25T04:43:12Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>[[مدار ماه]] و [[دایره البروج]] با هم زاویه ای حدود 5درجه می سازند بنابراین مدار ماه و دایره البروج در دو گره با هم برخورد دارند که به دلیل ثابت نبودن نیروی بین [[ماه]]، [[زمین]] و [[خورشید]] به سبب تغییر فاصله بین آن ها مکان این گره ها ثابت نیست و پیوسته تغییر می کند همین امر موجب تغییر در دوره های [[ماه گرفتگی]] می شود به طوری که هر یک از گره ها در یک دوره 18 سال و 10 روز که آن را [[چرخه ساروس]] می نامند 360 درجه تغییر می کنند<br />
تغییر نیرو در سیستم زمین ماه و خورشید در مدار زمین هم بی تاثیر نیست به شکلی که یک حرکت سینوسی در [[حرکت تقدیمی]] زمین ایجاد می شود و زمین مدام در هنگام حرکت تقدیمی نوسان می کند و مقدار این نوسان 9 ثانیه قوس در هر 6/18 سال است<br />
<br />
[[پرونده:nutation.jpgcorrect[1]]]<br />
<br />
منبع:کتاب نجوم دینامیکی<br />
سایت آفتاب</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A7%D8%A8%D8%B1_%D9%85%D9%88%D9%84%DA%A9%D9%88%D9%84%DB%8C&diff=6651ابر مولکولی2012-08-25T04:40:35Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نوشتار خرد}}<br />
<p style="text-align: justify;">ابر [[گاز]] و غبار میان [[ستاره]] ای که چگالی آن به اندازه ای است که ترکیب [[اتم]] ها با هم و تشکیل [[مولکول]] ها را میسر می سازد . این ابرها عمدتا از مولکول تشکیل شده اند . ابرهای مولکولی ، در گستره ی نور مرئی ، به صورت [[سحابی]] های تاریک دیده می شوند . کشف و مطالعه ی این ابرها از طریق تابش رادیویی مولکول ها امکان پذیر می شود . [[جرم]] کوچک ترین ابرهای مولکولی در حدود جرم [[خورشید]] است &nbsp;. ابرهای غول آسای مولکولی گاه جرمی در حدود 10<sup>7</sup>برابر جرم خورشید دارند .</p><br />
== منابع&nbsp; ==<br />
<br />
<span style="font-size: small; text-align: justify;">1. کتاب نجوم به زبان ساده / مایر دگانی (نویسنده) / محمدرضا خواجه پور (مترجم) / انتشارات گیتاشناسی</span></div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=M59&diff=6650M592012-08-25T04:37:58Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}M59 یا مسیه 59 که در [[صورت فلکی سنبله]] قرار دارد یک [[کهکشان بیضوی]] است که در فاصله 60 هزار [[سال نوری]] از [[زمین]] واقع شده است.این [[جرم]] که از [[قدر]] 10 است در فهرست NGC عدد 4621 را به خود اختصاص داده است.<br />
<br />
[[پرونده:M59noao.jpg|600px|thumb|left|]]<br />
<br />
[[رده: فهرست [[اجرام مسیه]]]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=M57&diff=6649M572012-08-25T04:37:14Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}M57 یا [[سحابی حلقه]] که در فهرست NGC عدد 6720 را به خود اختصاص داده است یک [[سحابی سیاره نما]] زیبا است که در [[صورت فلکی شلیاق]] واقع شده است. این [[جرم]] از [[قدر]] 9ام است و در فاصله 2هزار [[سال نوری]] از [[زمین]] قرار دارد.<br />
<br />
[[پرونده:M57 The Ring Nebula.JPG|600px|thumb|left|]]<br />
<br />
[[رده: فهرست [[اجرام مسیه]]]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=M58&diff=6648M582012-08-25T04:36:03Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نوشتار خرد}}مسیه ۵۸یا Messier 58 (یا M58 و NGC 4579) یک [[کهکشان مارپیچی]] است که در فاصله ۶۸ میلیون [[سال نوری]] و در [[صورت فلکی دوشیزه]] قرار دارد.و در سال ۱۷۷۹ توسط [[شارل مسیه]] کشف شد. مسیه ۵۸ یکی از درخشانترین [[کهکشان]] در صورت فلکی دوشیزه است. دو [[ابرنواختر]], SN 1988A و SN 1989M، در مسیه ۵۸ رصد شدند.این کهکشان از [[قدر]] 10 است.<br />
<br />
[[پرونده:M58s.jpg]]<br />
<br />
[[رده:فهرست [[اجرام مسیه]]]]<br />
==منبع==<br />
ویکی پدیا فارسی</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=M56&diff=6647M562012-08-25T04:34:33Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}M56 یا مسیه 56 که یک [[خوشه کروی]] است در [[صورت فلکی شلیاق]] قرار دارد. این [[جرم]] که از [[قدر]] 10 است در فاصله 32 هزار [[سال نوری]] از [[زمین]] قرار دارد. این[[ جرم]] در فهرست NGC عدد 6779 را دارا میباشد.<br />
<br />
[[پرونده:M56-LRGB.jpg|600px|thumb|left|]]<br />
<br />
[[رده: فهرست [[اجرام مسیه]]]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=M55&diff=6646M552012-08-25T04:33:24Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}M55 یا مسیه 55 که یک [[خوشه کروی]] در [[صورت فلکی کمان]] است که در فاصله 17 هزار [[سال نوری]] از [[زمین]] واقع شده است. این[[ جرم]] که از[[ قدر]] 7ام است در فهرست NGC عدد 6809 را به خود اختصاص داده است.<br />
<br />
<br />
[[پرونده:M56-LRGB.jpg|600px|thumb|left|]]<br />
[[رده : فهرست [[اجرام مسیه]]]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=M54&diff=6645M542012-08-25T04:32:34Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}M54 یا مسیه 54 که در [[صورت فلکی کمان]] قرار دارد یک [[خوشه کروی]] از [[قدر]] 8.5 استکه در فاصله ی 83 هزار [[سال نوری]] از [[زمین]] قرار گرفته است.این [[جرم]] در فهرست NGC عدد 6715 را به خود اختصاص داده است.<br />
<br />
[[پرونده:Messier54.jpg]]<br />
<br />
[[رده: فهرست [[اجرام مسیه]]]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=M53&diff=6644M532012-08-25T04:31:37Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}M 53 یا مسیه 53 که در [[صورت فلکی گیسو]] قرار دارد یک [[خوشه کروی]] از[[ قدر]] 9 است که در فاصله 56 هزار [[سال نوری]] از [[زمین]] قرار دارد.این جرم در فهرست NGC عدد 5024 را دارا باشد.<br />
<br />
[[پرونده:Globular Cluster M53.jpg]]<br />
<br />
[[رده : فهرست [[اجرام مسیه]]]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=M52&diff=6643M522012-08-25T04:30:18Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>M52 یا مسیه 52 که در [[صورت فلکی ذات الکرسی]] قرار دارد یک[[ خوشه باز]] است که در فاصله 7هزار [[سال نوری]] از [[زمین]] قرار دارد.این خوشه که از [[قدر]] 8 است در فهرست NGC عدد 7654 را به خود اختصاص داده است.<br />
<br />
[[پرونده:M52atlas.jpg]]<br />
<br />
[[رده : فهرست [[اجرام مسیه]]]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%86%D9%88%D8%A7%D8%AE%D8%AA%D8%B1&diff=6333نواختر2012-08-17T12:39:35Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>یک نواختر (نواختر چندگانه)، انفجار هسته ای عظیمی است که در یک ستاره [[کوتوله سفید]] روی می دهد . این رویداد توسط افزایش [[هیدروژن]] در سطح [[ستاره]] رخ می دهد که همجوشی هسته ای را به شکل انفجاری مشتعل و آغاز می نماید. نواختران را نباید با [[ابرنواختر]]ان و نواختر سرخ درخشان، اشتباه گرفت.<br />
== ریشه واژه ==<br />
نواختر به معنی اختر یا ستاره نوین است و در زبان لاتین نیز نُوا خوانده میشود. انگیزهٔ کاربرد این واژه آن است که گذاشتگان می پنداشتند نواختر به راستی زایش یک ستاره است زیرا که این ستارگان ناگهان بیشتر از همیشه درخشان میشدند. هر چند امروزه ما می دانیم که که نواختر و ابرنواختر نمودار مرگ یک ستاره اند.<br />
<br />
== اطلاعات ==<br />
گهگاه ستاره ای به ناگاه از تاریکی نسبی در می آیدو روشنی بسیار میابد و سپس اندک اندک به تاریکی بازمی گردد.چنین[[ ستاره]] ای نواختر نامیده میشود.صفت نو صفت درستی نیست زیرا ستاره ستاره ای نو نیست . بلکه افزایش روشنی ظاهری اش تازه است.مطالعه طیف نمودی دقیق نواخترنشان میدهد که این ستاره بی کم و کاست پوسته بیرونیش را میترکاند.ستاره ناگهان تمامی لایه بیرونی خود را که پوسته ای منبسط شونده گرداگرد ستاره است،می اندازد.بخش اعظم این افزایش روشنی در نتیجه سطح وسیعی است که با این لایه آشکار میشود.پس از مدتی ماده پرتاب شده که همچنان در حال انبساط است به قدری رقیق میشود که دیگر نمی درخشد.<br />
<br />
از مرحله پیش از نواختری این ستارگان اطلاعات کمی داریم.نخستین نواختری که تاریخچه نسبتا کامل آن وجود داردنواختر [[صورت فلکی عقاب]] است .طیف این نواختر پیش از آن که در سال 1918 منفجر شود شناخته شده بود.این ستاره یک ستاره رشته اصلی است.هم از نظر درخشندگی و هم از نظر مشخصات طیفی کم و بیش شبیه [[خورشید]] است.دراین طیف ها هیچ بی نظمی و اختلالی را نمیتوان سراغ کرد، حاکی از آن است که ستاره ای ظاهرا عادی شبیه خورشید ممکن است به طرزی نا منتتظر دستخوش انفجاری مهیب شود .<br />
[[پرونده:Making a Nova.jpg|نمایی پنداشتی از یک کوتولهٔ سپید که هیدروژن را از یک همراه بزرگتر میکشد |چپ|قاب]]<br />
احتما وقوع چنین حادثه ای بسیار کم است.محاسبات نشان می دهد که احتمال وضوع چنین فاجعه ای برای خورشید (که البته در فاصله چند روز به حیات در سطح زمین خاتمه خواهد داد)بی اندازه اندک (یک در چندین بیلیون)است.احتمال از این هم کمتر است.زیرا وقوع چنین انفجاری در ستاره های سفید داغ که طیف آن ها از گونهA و O است بسی محتمل تر از ستارگان زرد رنگ سرد نسبتا کم جرم از گونه G نظیر خورشید است.ونیز این انفجار به احتمال زیاد در اواخر عمر ستاره (درمورد[[ خورشید]] حدود 5 بیلیون سال دیگر) روی میدهد.در طول تاریخ مدون بش از 200 نواختر در [[کهکشان]] ما کشاهده شده است. در حال حاضر باروش های رصدی پیشرفته یک یا دو نواختر هر ساله کشف میشود حا آنکه احتما بسیاری دیگر از زیر چشم ما رد میشود.منحنی تقریبی نور یک نواختر مشخصاتی دارد :<br />
<br />
1.افزایش تقریبا سریع [[درخشندگی]] به میزان 10000 برابر مرحله پیش از نواختری .<br />
<br />
2.وقفه ای کوتاه که به دنبال آن روشنی ده برابر افزایش میابد.<br />
<br />
3.کاهش روشنی به حد مرحله پیش از نواختری، شکل این کاهش بسته به نو اختر فرق میکند.<br />
<br />
افزایش اولیه به فاصله چند روز خاتمه پیدا می کند.نزول نهایی ممکن است چندین سال ادامه یابد.قدر ظاهری بعضی از نواختران به قدری است که در روشنی روز هم دیده می شوند.نواختران دیگر فقط با[[ تلسکوپ هابل]] قابل روست اند.<br />
یکی از توضیحاتی که درباره نواختران داده میشود این است که این نوع خاص از ستارگان در مرحله ای از تکامل خود بیش از آنچه میتوانند تابش کنند انرژی تولید میکنند .ستاره با دفع لایه ای نازک به[[ فضا]] خود را از شر این انرژی اضافی می رهاند.توضیحات بنیادی به این واقعیت میپردازد که ستاره هایی که اندکی جرم دارترند(بیش از 1.2 برابر خورشید)باید ، پیش از آن که وارد مرحله تکامل موسوم به [[کوتوله سفید]] شوند این جرم اضافی را از دست بدهند این از دست دادن جرم ممکن است از راه دفع یک یا چند لایه نازک انجام گیرد که در نتیجه نواختر یا نواختر بازآیند میشود.<br />
بررسی های دهه های اخیر نشان میدهد که نواختران منظومه های دوتایی اند متشکل از یک ستاره کوتوله سفید و یک ستاره [[غول سرخ]] که در مداری تنگ به دور یک دیگر میگردنند.گرانش نیرومند کوتوله چگال باعث سرریزی ماده از غول سرخ به کوتوله سفید میشود که به صورت لایه ای سطح آن را فرا میگیرد .باافزایش ماده دراین لایه[[ فشار]] در قسمت های زیرین آن بسیار زیاد میشود و باشروع واکنش های هسته ای انفجاری بزرگ لایه بیرونی را به فضا پرتاب میکند.افزایش ناگهانی روشنی ستاره ناشی از این انفجار است .<br />
<br />
<br />
== انواع نواختر از لحاظ تفییرات ==<br />
<br />
بر اساس اینکه یک نواختر با چه مدت زمانی تاخیر ، دوباره رخ می دهد وچند ویژگی دیگر نواخترها به سه گروه تقسیم می شود:<br />
<br />
1- نواخترهای کلاسیکی<br />
<br />
2-نواخترها تکرار شونده<br />
<br />
3- نواخترهای کوتوله<br />
<br />
دو مورد اول از لحاظ ساختمانی مشابه بوده ولی مورد سوم که با[[ نام ستاره های متغییر]] U جوزایی هم شناخته می شوند دارای ویژگیهای متفاوتی می باشند.<br />
<br />
== نواختر کلاسیک ==<br />
<br />
یک نواختر کلاسیک دارای درخششی ناگهانی به اندازه هزاران تا یک میلیون بار افزایش در درخشندگی(معادل 8 تا 15 قدر افزایش نورانیت) وپرتاب لایه هایی از[[ ستاره]] اصلی می باشد . در این نواخترها ،ستاره اصلی که یک [[کوتوله سفید]] می باشد بدنبال واکنشهای هسته ای ،لایه های سطحیش از عناصر کربن ،نیتروژن واکسیژن غنی شده که البته توانایی تولید انرژی از این مواد را ندارد.بعد ازاینکه این ستاره توانست به لطف گرانشش مقداری از هیدروژنهای همدم نوع غولش را به شکل قرص برافزایشی جذب کند این مواد نهایتا" به سطح کوتوله سفید رسیده لایه های زیرین را فشار می دهند.بعد از مدتی که مقدار مواد جذب شده به مقدار لازم رسیده(انتقال جرم) و دما به یک دمای بحرانی (در حدود 10 میلیون درجه کلوین)رسیدشرایط برای رخ دادن واکنشهای هسته ای آماده می شود ، با یک انفجار ناگهانی ، لایه های بالایی (شامل[[ هیدروژن]] بعلاوه مقداری هلیم جذب شده ) منفجر شده وبه[[ فضا]] پرتاب میشوند . آنچه بعد از انفجار باقی می ماند همان کوتوله سفید بوده بعلاوه یک پوسته که به سرعت در حال دورشدن از آن می باشد(پدیده مشابه در صورتیکه ستاره اصلی به جای کوتوله سفید از نوع نوترونی باشد موجب تولید انفجارات اشعه ایکسی (X-ray bursts) می گردد) طی انفجار ، توده های ابر گازی با سرعت زیاد حدود 1500 کیلومتر در ثانیه از ستاره کنده می شوند . این سرعت از سرعت لازم برای پاشیده شدن گاز در فضای بین ستاره ای بیشتر است: علاوه برگاز ،ذرات غبار هم به فضا پرتاب می شوند که این ذرات طی گسترش در فضا سرد شده ودر میان توده های گازی نزدیک محل انفجار متوقف می شوند.مقدار کلی جرم از دست داده یک ستاره انفجاری در حدود یک در ده هزارم کل [[جرم]] کوتوله سفید می باشد واین کسر می تواند بیش از این هم باشد.<br />
<br />
<br />
==نواختر تکرار شونده ==<br />
<br />
در این نواخترها گرچه مکانیزم انفجار مانند نواخترهای کلاسیک است ولی مقدار افزایش نورانیت در آنها کمتر است.در هفت مورد از نواخترهای این گروه افزایش نورانیت به اندازه 4 تا 9 قدر بوده ودوره تکرار نیز بین 10 تا 100 سال است.یک نمونه بارز هم نواختر RS حوایی (در [[صورت فلکی حوا]])است ک قدر آن از 5/12 به 8/4 می رسد.انفجار این نواختر در سالهای 1898،1933،1958،1967 و1985 بوده است.معمولا" نورانیت این نواختر طی 24 ساعت افزایش می یابد سپس طی 100روز یا بیشتر نورانیت آن به حالت اولیه برمی گردد.بعد از گذشت 700 روز از افزایش نورانیت ودر حالیکه نور آن بسیار کاهش یافته یک افزایش نور جزیی هم دارد.فاصله بین افزایش نورانیتها دارای نظم مشخصی نیست ودر حالت کمینه نور هم قدر آن بین 1 تا 3[[ قدر]] متغییر می باشد.گونه دیگر این گروه ستاره های BLAZE (ستاره های متغییر T تاج شمالی) وستاره های U عقربی می باشد.ستاره های T قطب نمایی (در صورت فلکی قطب نما یا Pyxis)هم دارای دوره تکرار حدود 80 ساله می باشد.عقیده بر این است که نواخترهای تکرار شونده دارای دو زیر گروه هستند: نوع A که سر دسته آن ستاره T قطب نمایی می باشد همان نواخترهای کلاسیکی باشند که بیشتر ازیک انفجار از آنها مشاهده شده است .نوع B که انفجارهای آنها ناشی از ناپایداری وانفجارهای درون قرص برافزایشی باشد واز این لحاظ مانند ستاره های متغییر U جوزایی هستند.<br />
<br />
<br />
== انواع نواختر از لحاظ سرعت تغییرات روشنی ==<br />
<br />
بر اساس کاهش نورانیت به اندازه 10 قدر ازحالت بیشینه نورانیت ،نواخترها به سه دسته تقسیم می شوند: <br />
<br />
'''1-نواخترهای سریع (NA)''':که کاهش نور از حالت حداکثر نورانیت و کم نور شدن به اندازه 10 قدر در کمتر از 100 روز رخ می دهد.در بیشتر موارد چند روز در حالت با درخشندگی زیاد می درخشند سپس به نورانیت اولیه بازمی گردند.نمونه نوعی این گروه نواختر برساووشی 1901 در [[صورت فلکی برساووش]] می باشد.<br />
<br />
'''2- نواخترهای کند( NB)''':که کاهش نور به اندازه 10 قدردر150 روز یا بیشتر رخ می دهد.با آهنگی کندتر نسبت به گروه قبلی به حداکثر نورانیت رسیده،چند هفته تا چند ماه در همان حالت باقی می مانند سپس نور آنها روبه کاهش می گذارد.در حالیکه نور این نواخترها از حداکثر نورانیت رو به کاهش می گذارد عموما" دوباره با آهنگی کند ونامنظم یک افزایش نورانیت جزیی مشاهده می شود ودوباره کاهش نورانیت عادی ادامه پیدا می کند.در بعضی از نواخترها بعد از گذشت 2 تا 5 ماه از حداکثر نورانیت یک حالت کمینه نور عمیق وگسترده رخ می دهد که ستاره شناسان آن را ناشی از وجود لایه های غبار تیره در حال فرار از ستاره می دانند. بعد از اینکه این لایه های از بین رفتند نورانیت نواختر به همان مقداری که توقع داشته ایم برمی گردد.یک نمونه بارز این گروه نواختر 1934 جاثی می باشد.<br />
<br />
'''3 – نواخترهای بسیار کند(NC).:'''زیرگروه دیگری از نواخترها وجود دارد که در آنها هم افزایش نور کندتر است(حتی گاهی بیشتر از یک قرن ) وهم کاهش نور.تعداد نوخترهای شناخته شده این گروه کم است.اولین نواختر شناخته شده این گروه نواختر RT صورت فلکی مار(حیه) می باشد.نورانیت این نواختر آرام به 5/10 می رسد حدود 10 سال در این حالت باقی می ماند سپس یا آهنگی بسیار کند نورانیت آن رو به کاهش می گذارد در سال 1942 قدر آن به 14 رسیده است.این گروه نواختری با نام نواخترهای سیمبیوتیک هم شناخته می شوند.<br />
از زمانهای قدیم آشکارشدن نقطه ای[[ ستاره]] مانند در جایی از آسمان طی چند شب که قبل از آن ستاره ای وجود نداشته همیشه نظر بشر را به خود جلب می کرده است.البته این پدیده در زمان رنسانس در اروپا که عقاید کلیسایی حکم فرما بود وآسمان را کامل و بدون تغییر می پنداشتند مورد توجه قرار نمی گرفت. امروزه وقتی ستاره شناسان به مدارک چنین ستاره هایی از صدها سال پیش احتیاج دارند به فرهنگ وتمدنهایی مانند چین مراجعه می کنند.آشکار شدن ستاره تیکو وستاره کپلر (که هردو نواختر بودند) در سالهای 1572 و 1604 موجب ایجاد تغییراتی در طرز تفکر اروپاییان شدند.<br />
با وجود عکس های مختلف از مناطق مختلف آسمان براحتی می توان گذشته بسیاری از نواختر ها را بررسی نمود.همچنین باتوجه به شناخت نسبتا" کاملی که از آنها کسب کرده ایم بکمک بررسی های [[طیف سنجی]] در زمان تغییرات نوری می توان به اطلاعات با ارزشی درباره آنها دست یافت. امکان مشاهده نواختر در کهکشانهای دیگر نیز وجود دارد وهدف این است که از آنها برای محاسبه کهکشانهای نزدیک استفاده شود.بیشتر نواخترهای کشف شده در[[ کهکشان]] خودمان قرار دارندودر بعضی مناطق هم آهنگ کشف آنها به دو عدد در سال می رسد.آهنگ کشف نواخترهای کشف شده در فواصل نزدیک [[خورشید]] بدلیل وجود غبارهای بین ستاره ای که جلوی عبور نور را می گیرند تا 5درصد کاهش دارد درصورتیکه آهنگ کشف نواخترها در کل کهکشان در حدود 40 عدد در سال است.<br />
تابش یک پیش نواختر (یعنی ستاره ای که به نواختر تبدیل خواهد شد) در نور مرئی مشابه [[خورشید]] است در حالیکه در حداکثر نورانیت تابش آن مانند یک ابرغول از رده طیفی F8 می باشد .یک نمونه از ستاره با این رده طیفی ستاره Wezen یا وزن چهارمین ستاره پرنور [[صورت فلکی سگ]] بزرگ می باشد.<br />
<br />
== منابع ==<br />
کتاب نجوم به زبان ساده<br />
<br />
دانشنامه<br />
<br />
ویکی پدیا انگلیسی<br />
<br />
<br />
<br />
[[رده:اخترفیزیک]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%81%D9%87%D8%B1%D8%B3%D8%AA_NGC&diff=6331فهرست NGC2012-08-17T12:32:15Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>فهرست عمومی اجرام غير ستاره اي ([[سحابی]] ها و [[خوشه های ستاره ای]] و [[کهکشان]] ها ) که توسطJ.L.E.dreyer به پیشنهاد جامعه ستاره شناسی سلطنتی از ترکیب فهرست اصلی سحابی ها متعلق به جان هرشل وفهرستهایی که Heinrich D'Arrest و لرد رز تهیه کرده بودند بعلاوه چندفهرست پراکنده دیگر شکل گرفته است.فهرست NGC شامل 7840 [[جرم]] غیر ستاره ای است که طی سال1895 و1908تعداد ۵۳۸۶ جرم دیگر با اندیکس فهرست (IC )اول ودوم به این مجموعه اضافه شد.<br />
<br />
درایر یک لیست مکمل برای فهرستGC شامل 1000 جرم جدید را در سال 1878 و فهرستی دیگر را در سال 1886 پیشنهاد داد که جامعه منجمان سلطنتی آن را به نام NGC یا فهرست عمومی جدید اجرام غیر ستاره ای،جایگزین فهرست GC کرد.<br />
<br />
اجرام NGC بر اساس بعدشان شماره گذاری شده اند و از ساعات صفر شروع شده اند.ساعت صفر بعد،مکانی است که منجمان برای نقطه [[اعتدال بهاری]] انتخاب کرده اند،یعنی جایی که [[دایرة البروج]]،[[استوای سماوی]] را قطع می کند،زمانی که [[خورشید]] از نیمکره جنوبی سماوی به نیمکره شمالی سماوی وارد می شود.اعتدال بهاری دقیقا در اولین روز بهار یعنی نوروز ما ایرانیان اتفاق می افتد یعنی در لحظه تحویل سال بعد خورشید دقیقا صفر است.<br />
<br />
با چک کردن یک نقشه آسمان متوجه می شوید که ساعت صفر بعد از صورت فلکی های قیفاووس،[[ذات الکرسی]]،[[آندرومدا]]،[[اسب بالدار]]،[[حوت،قیطس]]،[[حجار]] و [[سیمرغ]] می گذرد،پس اولین شماره های اجرام NGC را می توانید در این صور فلکی پیدا کنید.<br />
<br />
همان طور که انتظار خواهید داشتNGC1 دارای بعدی بسیار نزدیک به صفر ساعت و صفر دقیقه و آخرین جرم NGC دارای بعدی بسیار نزدیک به 23 ساعت و 59 دقیقه خواهد داشت.میل یک جرم تنها زمانی مورد استفاده قرار می گیرد که دو [[جرم]] دارای بعد برابر باشند،بنابراین در این حالت،اجرام با میل شمالی تر دارای شماره کم تری خواهند بود.<br />
<br />
زمانی که دو [[جرم]] دارای میل و بعد یکسانی باشند یک حرف(A,B,c,…) در جلوی شمارهNGC اضافه می کنند.<br />
<br />
با وجود این قوانین در نام گذاری اجرام NGC، بعضی از اجرام رامشاهده خواهیم کرد که از ضوابط بالا پیروی نمی کنند که احتمالا به دلیل خطا در سنجش مکان دقیق آنها در فهرست اولیه است.<br />
<br />
زمانی که یک طرح زمان بندی شده برای رصد خود تنظیم می کنید،نکته ی مهمی که باید به خاطر داشته باشید این است که شما ممکن است NGC’X’ را در صورت فلکی اژدها و NGC’X+1’ را در قوس داشته باشید بنابراین برای جلوگیری از سر درگمی و پیچ و تاب خوردن تلسکوپتان در بین صور فلکی بهتر است که اجرام فهرست NGC را به طور متوالی و بر اساس شماره آنها رصد نکنید و بر اساس [[صورت فلکی]] ها لیست تان را تنظیم کنید.<br />
<br />
==منابع==<br />
<br />
دانشنامه هفت آسمان<br />
<br />
ويكي پديا فارسي و انگليسي<br />
<br />
<br />
[[رده:نجوم رصدی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86_%D8%B1%D8%A7%D8%AF%DB%8C%D9%88%DB%8C%DB%8C&diff=6330کهکشان رادیویی2012-08-17T12:21:23Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>كهكشان های راديويي و بستگانشان، [[کوازار]]ها و [[بلازار]]ها نوعي [[كهكشان فعال]] هستند كه در طول موجهای رادیویی، بسیار درخشان هستند، حداكثر [[درخشندگی]] آن ها 39^10 وات بين 10MHz تا 100GHz مي باشد.<br />
گسيل امواج راديويی به خاطر فرآيند سنكروترون است.ساختار مشاهده شده در گسيل امواج راديويی به وسيله ی بر هم كنش بين فواره هاي [[گاز]]ی دو گانه و محيط بيرونی تعيين ميشود كه توسط تابش های نسبيتی اصلاح شده است. اکثر كهكشان های میزبان صرفاً كهكشان هاي بيضوی بزرگ هستند. كهكشان های فعال با طول موج بلند راديويی نه تنها در نوع خود جالب توجه هستند بلکه بدلیل امکان یافت شدن آنها در فواصل دور، می توان از آنها بعنوان ابزار ارزشمندی (معتبری) در کیهانشناسی رصدی بهره گرفت . اخيرا كارهاي زيادي بر روی اثرات اين اجرام در محيط بين كهكشاني به ويژه در خوشه ها و گروه های كهكشاني انجام شده است.<br />
<br />
[[رده:کیهانشناسی]]<br />
<br />
== منبع ==<br />
ویکی پدیای انگلیسی</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86_%DA%A9%D9%88%D8%AA%D9%88%D9%84%D9%87&diff=6031کهکشان کوتوله2012-08-13T10:49:32Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div> {{نوشتار خرد}}<br />
کهکشان کوتوله به کهکشان هاي كوچكي اطلاق میشود که دارای فقط چند میلیارد [[ستاره]] باشد (در مقایسه با [[کهکشان راه شیری]] که ۲۰۰-3۰۰ میلیارد ستاره دارد). [[ابر ماژلانی بزرگ]] نیز ۳۰ میلیارد ستاره دارد و به همین دلیل گاهی به عنوان کهکشان کوتوله طبقهبندی میشود.<br />
<br />
[[کهکشان راه شیری]] چهارده کهکشان کوتوله شناخته شده دارد که به شکل اقماری دور این [[کهکشان]] میگردند و مطالعات جدیدتر نشان میدهد که امگا قنطورس (بزرگترین [[خوشه ستارهای]] شناخته شده) در واقع هسته یک کهکشان کوتوله است که احتمالاً در مرکز آن یک [[سیاهچاله]] قرار دارد.<br />
== جستارهاي وابسته ==<br />
<br />
* [[کهکشان]]<br />
* [[ابر ماژلانی بزرگ]]<br />
* [[ابر های ماژلانی]]<br />
<br />
==منبع==<br />
<br />
ویکی بدیا<br />
<br />
<br />
[[رده:کیهانشناسی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86_%D9%85%D8%A7%D8%B1%D9%BE%DB%8C%DA%86%DB%8C&diff=6029کهکشان مارپیچی2012-08-13T10:47:27Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}} {{نوشتار خرد}}<br />
<br />
'''کهکشان مارپیچی'''<br />
<br />
<br />
[[کهکشان]]ی که به صورت صفحه ای نسبتا تخت ازتعداد بسیار زیادی [[ستاره]] و مقادیری توده[[ گاز]] وغبار بوده و دارای ساختمانی کم وبیش شبیه مارپیچ است. بیشتر کهکشانهای مارپیچی توده ای مرکزی و کروی از ستارگان پیر با نام هاله دارند. ساختمان مارپیچی یا ناشی از حرکت توده های [[چگالی]] در میان ستارگان وگاز وغبار صفحه ی [[کهکشان]] باشد و یا ناشی از حرکت تفاضلی چرخشی (Differential rotation) در میان نواحی ابرهای تولید کننده ستاره ای باشد. کهکشان های مارپیچی ممکن است یا بصورت بازوهای (مثلا 2 تا 4 عدد بازو) به شکل مارپیچی آشکار باشند و یا نشانه هایی از مارپیچی بودن به همراه داشته باشند. بیشتر کهکشانهای مارپیچی دارای حداقل میله ای کوچک در میان توده کروی شکل مرکزی (bulge) هستند که در صفحه اصلی کهکشان قرار دارد. در رده بندی کهکشانی هابل کهکشانهای مارپیچی به چندین زیر رده تقسیم شده اند. بیشتر این کهکشانها دارای توده های بزرگ گازی و نواحی فعال در تولید ستاره های جدید هستند.<br />
محدوده [[جرم]] کهکشانهای مارپیچی بین یک میلیارد تا هزار میلیارد برابر جرم [[خورشید]] است. [[قدر مطلق]] آنها در نور آبی نیز بین 16- تا 23- می باشد. قطر کهکشانهای مارپیچی نیز بین 15000 تا 320000 [[سال نوری]] متفاوت است. علت [[درخشندگی]] وآشکار بودن بازوها این است که آنها محل تولد ستاره های جدید داغ و آبی هستند و اگر در طول موج های ماوراءبنفش از آنها عکسبرداری شود بازوها بسیار درخشنده مشاهده خواهند شد. در عوض هسته این کهکشانها قرمز دیده می شود که خود ناشی از وجود [[ستاره]] های پیر در نواحی مرکزی می باشد.<br />
کهکشان [[M100]] در خوشه کهکشانی سنبله یکی از زیباترین کهکشانهای مارپیچی می باشد [[کهکشان راه شیری]] نیز یک کهکشان مارپیچی است.<br />
<br />
[[رده:کیهانشناسی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%85%D8%A7%D8%AF%D9%87_%D8%AA%D8%A7%D8%B1%DB%8C%DA%A9&diff=6028ماده تاریک2012-08-13T10:43:34Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>ماده تاریک، در [[کیهان شناسی]] [[ماده]]ای فرضی است که چون از خود نور ([[امواج الكترومغناطيس]]) گسیل یا بازتاب نمیکند، نمیتوان آن را مستقیما" دید، اما از اثرات [[گرانش]]ی موجود بر روی اجسام مرئی، مثل [[ستاره]] ها و [[کهکشان]]ها، میتوان به وجود آن پی برد. بر اساس مشاهدات فعلی، که بر روی ساختارهایی بزرگتر از [[کهکشان]] ها صورت گرفتهاست، و همچنین مطالب مربوط به [[انفجار بزرگ]] ، ماده تاریک و [[انرژی تاریک]] تشکیل دهنده بخش زیادی از [[جرم]] موجود در [[جهان]] قابل مشاهده است. اجزای ماده تاریک جرمي بسیار بیشتر از قسمت قابل رويت كل عالم دارند.<br />
<br />
فقط حدود ۴٪ از مجموع کل [[چگالی]] انرژی در کیهان را میتوان مستقیم مشاهده کرد (با توجه به اثرهای گرانشی آن)، که این مقدار شامل باریونها و تابشهای الکترومغناطیسی نیز میشود. همچنین تصور میشود که ۲۲٪ از ماده تاریک تشکیل شده باشد و ۷۴٪ باقی مانده را نیز انرژی تاریک تشکیل داده باشد، که همانند ماده تاریک در [[فضا]]ی کائنات توزیع شده و به همان اندازه ماده تاریک ناشناخته و مجهول ماندهاست. تعیین خواص و ویژگیهای این توده ناشناخته به یکی از مهمترین مسائل کیهان شناسی مدرن و [[فیزیک ذرات]] تبدیل شدهاست.<br />
<br />
این نکته قابل ذکر است که اسامی «ماده تاریک» و «[[انرژی تاریک]]» در بیشتر مبین عدم اطلاع انسان از<br />
ماهیت این دو ماده و ناشناخته بودن آن است.<br />
<br />
یک [[اخترشناس]] در این باره میگوید: «به یاد داشته باشید که ما این پدیده را انرژى تاریک مى نامیم اما این نامگذارى ممکن است این باور غلط را در ذهن مخاطبان ایجاد کند که ما حقیقتاً مى دانیم که آن پدیده چیست. اما باید اذعان داشت که ما واقعاً چیز زیادى در این باره نمى دانیم»<br />
<br />
با اینکه ساختار و ویژگیهای ماده تاریک هنوز کاملا" مشخص نیست، اما این طور تصور میشود که بخش اعظم ماده تاریک موجود در جهان، «غیر باریونی» باشد، که به معنا آن است که دارای هیچ [[اتم]]ی نیست و به وسیله نیروی مغناطیسی به سمت مواد معمولی جذب نخواهد شد. ماده سیاه غیرباریونی شامل نوترینو و احتمالا" دارای اجزای دیگری مانند مواد فرضی ای چون «آکسیون» (axions) و «ابرمتقارن» (supersymmetric) میباشد. برخلاف ماده تاریک باریونی، ماده تاریک غیر باریونی در شکل گرفتن عناصر در ابتدای آفرینش نقشی نداشته و وجودش تنها به دلیل جاذبه گرانشی آن اثبات میشود. به علاوه، اگر همه اجزایی که ماده تاریک از آنها تشکیل شده باشد ابرمتقارن باشند، واکنشها و برخوردهای آنها با یکدیگر موجب نابودی آنها شده و فراوردههایی قابل مشاهده نظیر فوتون و نوترینو حاصل میشوند.<br />
<br />
با اینکه وجود ماده تاریک در جهان مهم و ضروری به نظر میرسد، اما هنوز مدارک و دلایل قطعی مبنی بر وجود این ماده آن به دست نیامدهاست. با این وجود تئوری ماده تاریک به عنوان قابل قبولترین فرضیه برای توجیه انحراف در حرکت وضعی کهکشان است. [[سرعت]] چرخشی [[ستاره]] ها در [[کهکشان]] ها از رابطهای که از [[قوانین کپلر]] انتظار داریم پیروی نمیکند و برحسب فاصله از مرکز کهکشان ثابت است. برای توضیح این پدیده باید توزیع [[جرم]] در کهکشان به طور خطی با شعاع زیاد شود، اما این توضیح با مشاهدهٔ کهکشانها در قسمت مرئی که نشان میدهد بیشتر جرم در ناحیه مرکزی متراکم شدهاست ناسازگار است. بنابراین فرض میشود که این جرم نایافته از مادهٔ تاریک (که آن را نمیبینیم) ساخته شده باشد. چند فرضیه دیگر نیز، مانند فرضیه موند (MOND) و فرضیه تِوز (TeVeS) برای توجیه این موضوع مطرح شدهاند، اما هیچ کدام به اندازه نظریه ماده تاریک در مجامع علمی مقبولیت پیدا نکردهاند.<br />
<br />
با این وجود برخی پژوهشهای جدید نشان دادهاست امکان دارد در مشاهدات [[تلسکوپ]] Wmap اشتباهاتی رخ داده باشد که اگر این امر ثابت شود به این نظریه اشکالاتی وارد میشود.<br />
<br />
==منبع==<br />
<br />
ويكيپديا انگليسي<br />
<br />
[[رده:کیهانشناسی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B3%D8%AD%D8%A7%D8%A8%DB%8C&diff=6027سحابی2012-08-13T10:38:35Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}<br />
<br />
ابر های عظیمی که عمدتآ از [[گاز]]های [[هیدروژن]] و [[هلیوم]] تشکیل شده اند و محل تشکیل ستارگان هستند .<br />
<br />
==انواع سحابي ها==<br />
<br />
<br />
'''[[سحابی نشری]]''' <br />
<br />
'''[[سحابی بازتابی]]'''<br />
<br />
'''[[سحابی تاریك]]''' <br />
<br />
<br />
<br />
<br />
== سحابی نشری ==<br />
<br />
نور بیشتر سحابیهای نشری بصورت [[خطوط طیفی]] نشری می باشد.در این سحابیها [[اتم]]ها توسط تابش ماوراءبنفش ناشی از [[ستاره]] یا ستارگان داغ [[یونیده]] شده وبدنبال این در نور مرئی تابش دوباره داشته ودیده می شوند.تابش دوباره به این شکل است که الکترونی که از اتم مادر جدا شده دوباره با آن ترکیب می شود ونور تولید می کند این نور تولیدی نه در همان طول موج نور ورودی بلکه با طول موج بلندتر ودر ناحیه مرئی طیف می باشد.[[سحابی نشری]] خود به چند دسته تقسیم می شوند.هیدروژن ماده غالب سحابی ها است .<br />
اگر ستاره عامل تحریک سحابی خیلی داغ باشد بیشترین تابش آن در منطقه ماوراءبنفش بوده وهمین موجب درخشندگی بیشتر سحابی حتی بیشتر از [[درخشندگی]] ظاهری خود ستاره خواهد شد.گرچه سحابی ها درخشنده به نظر می رسند این را باید بدانید که بسیار رقیق می باشند و مشخص شده که به طور نوعی هر کیلوگرم ماده در حجمی حدود هزار میلیون کیلومتر مکعب پخش شده است.<br />
سحابیهایی که باقیمانده یک انفجار [[ابر نواختر]]ی هستند معمولا" در منطقه رادیویی طیف قابل کشف هستند . اما در بعضی موارد نیز مانند [[سحابی خرچنگ]] در [[صورت فلکی ثور]] تابش می تواند در نور مرئی هم رخ می دهد. سحابی های سیاره ای هم که بدنبال فعالیت شدید ستاره ای بوجود می آیند ونور سحابی ناشی از تحریک مواد آن توسط ستاره مرکزی می باشد از جمله سحابیهای نشری به حساب می آیند.<br />
<br />
<br />
== سحابی تاریک ==<br />
<br />
علاوه بر سحابیهای نامبرده سحابی تاریک یا سحابی جذبی (مانند [[سحابی کله اسبی]]) نیز وجود دارد که برخلاف موارد قبلی توسط هیچ ستاره ای روشن نشده اندو فقط بدلیل قرار گرفتن در مقابل نواحی روشن پشتی قابل مشاهده می شوند.<br />
*سحابی بازتابی<br />
بعضی از سحابی ها با نام سحابی های بازتابی نیز وجود دارندکه بدلیل اینکه نور ستارگان را پخش می کنند مشاهده می شوند. در این موارد گاز را نمی توان مشاهده کرد وبجای آن لکه های کوچک وپراکنده (مانند دود سیگار) که غبارهستند مشاهده می شوند.نور این سحابیها از نور ستاره ای که آنها راروشن کرده کمتر است مگر اینکه قسمتی غلیظ از آن جلوی نور خود ستاره را گرفته باشد.این سحابیها معمولا" در عکسبرداریها آبی رنگ دیده می شوند.<br />
<br />
== سحابیهای معروف ==<br />
<br />
<br />
* [[سحابی جبار]]<br />
* [[سحابی كله اسبي]]<br />
* [[سحابی نعل اسب]]<br />
* [[سحابی اسب تاریک]]<br />
* [[سحابی خرچنگ]]<br />
* [[سحابی جغد]]<br />
* [[سحابی چشم گربه]]<br />
* [[سحابی مار]]<br />
* [[سحابی اسکیمو]]<br />
* [[سحابی چپق]]<br />
* [[سحابی سهتکه]]<br />
* [[سحابی دمبل]]<br />
* [[مسیه ۱۶(M16)]]<br />
* [[سحابی امگا]]<br />
* [[سحابی رتیل]]<br />
*[[سحابی عقاب]]<br />
* [[سحابی هلیکس]]<br />
<br />
== جستارهای وابسته ==<br />
* [[سحابی ستارهای]]<br />
* [[سحابی حلقه]]<br />
* [[سحابی بزرگ حلقهزده]]<br />
* [[سحابی گازی]]<br />
* [[سحابی شکستی]]<br />
* [[سحابی برونکهکشانی]]<br />
* [[سحابی سیارهنما]]<br />
<br />
<br />
[[رده:کیهانشناسی]][[رده:اخترفیزیک]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87_%D8%B3%D9%86%D8%A8%D9%84%D9%87&diff=6026خوشه سنبله2012-08-13T10:36:03Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نوشتار خرد}}'''خوشه دوشیزه''' (به انگلیسی: Virgo Cluster)یک خوشه کهکشانی است که در فاصله ۵۹ میلیون [[سال نوری]] قرار گرفته است این خوشه در [[صورت فلکی دوشیزه]] و[[ گیسو]] قرار دارد و بعد 12h 27m و میل +12° 43′- داردو نزدیک به ۱۵۰۰ عضو دارد که مسیه ۸۷ درخشانترین آن است. خوشه دوشیزه عضو ابرخوشه دوشیزه است.<br />
<br />
[[پرونده:Virgngc.jpg|راست|400px]]<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
==منبع==<br />
ویکی پدیا<br />
<br />
[[رده:کیهانشناسی]][[رده:نجوم رصدی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87_%D8%A8%D8%A7%D8%B2&diff=6025خوشه باز2012-08-13T10:35:09Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}[[رده:کیهانشناسی]]<br />
[[رده:نجوم رصدی]]<br />
<br />
[[پرونده:M45.jpg|[[خوشه پروين]]([[M45]]) پرنورترين [[خوشه باز]] آسمان|چپ|قاب]]<br />
<br />
یک خوشه [[ستاره]] ای باز(به انگلیسی: open cluster) گروهي از ستارگان است که از یک [[سحابی]] به وجود آمدهاند و غالبا حد اكثر از چند صد [[ستاره]] تشكيل شده اند و [[گرانش]] بین آنها نسبت به [[خوشه هاي کروی]] بسیار كم تر است. خوشههای [[ستاره]] ای باز در [[کهکشانهای مارپیچی]] و [[کهکشان]] های نامنظم بسیار کم پیدا میشوند.</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87_%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86%DB%8C&diff=6023خوشه کهکشانی2012-08-13T10:32:47Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>خوشه کهکشانی<br />
خوشه کهکشانها و تعدادی از گروهای شناخته شده آنها ٬بزرگترین اجرام جهان هستند.یک خوشه کهکشانی از سه بخش تشکیل شده است؛ [[کهکشان]] هایی که دارای میلیاردها [[ستاره]] اند،[[ گاز]] داغ بین کهکشانها و [[ماده تاریک]]، مادهای با هویتی مرموز که بیشترین [[جرم]] کهکشان را تشکیل میدهد.<br />
<br />
'''اندازه'''<br />
<br />
اندازه آنها از ابعاد کوچک مانند خوشه کهکشانی محلی با ۲۰ الی ۳۰ عضو شروع می وشد و تا خوشههای کهکشانی کروی شکل تا ده ها هزار عضو ادامه مییابد.<br />
<br />
<br />
'''ماده تاریک'''<br />
<br />
در بیشتر حالات محاسبات نشان میدهد که [[جرم]] یک خوشه بیشتر از مجموع جرم کهکشانهای عضو آن است با بررسی محاسبات نتیجه گرفته شده بین کهکشان ها ماده ی تاریکی که احتمالاْاز گازهای داغ پراکنده٬خرده سنگ٬[[سیاهچاله]] یااجرام ناشناخته تشکیل شده باشد٬ساخته شده است.<br />
<br />
<br />
''' نام چند خوشه کهکشانی بزرگ'''<br />
<br />
* خوشه کهکشانی محلی(کهکشان راه شیری هم عضو این خوشه است)<br />
* گروه دوشیزه<br />
* گروه برساووش<br />
* گروه شیر<br />
* گروه M51<br />
* گروهM81<br />
* گروهM83<br />
* گروهM101<br />
<br />
==منبع==<br />
1. ↑ کتاب ساختار ستارگان و کهکشانها نوشته پاول هاچ صفحه ۱۹۹<br />
2. ↑ کتاب ساختار ستارگان و کهکشانها نوشته پاول هاچ صفحه ۱۹۹<br />
3. ↑ http://en.wikipedia.org/wiki/List_of_galaxy_clusters<br />
[[رده:کیهانشناسی]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87_%DA%A9%D8%B1%D9%88%DB%8C&diff=6022خوشه کروی2012-08-13T10:31:43Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>[[رده:کیهانشناسی]]<br />
<br />
[[File:M13.gif|خوشه كروي [[M13]]|چپ|قاب]]<br />
<br />
مجموعه متراکمی از دهها تا صدها هزار تا حتی یک میلیون[[ ستاره]] <br />
<br />
عقیده بر این است که این ستارگان دارای یک ریشه مشترک هستند.خوشه هاي كروي همانطور كه از نامشان پيداست مجموعه از ستارگان هستند كه به صورت كروي و به دليل وجود گرانش بالا اطراف هسته مركزي قرار گرفته اند . خوشه هاي كروي بیشتر از ستارگان پیر (جمعیت دوم) تشکیل شده وهمگی در ارتباط [[گرانش]]ی با هم هستند.محتویات فلزی ستارگان یک خوشه کروی بسیار کم است.تشکیل این خوشه ها به زمان شکل گیری [[کهکشان راه شیری]] بر می گردد.[[ستاره]] های یک خوشه تنها از لحاظ [[جرم]] متفاوت می باشند واز لحاظ ترکیب شیمیایی و سن بسیار مشابه هستند به همین دلیل دانشمندان به آنها به دید آزمایشگاهی برای بررسی مدلهای ستاره ای نگاه می کنند .سن خوشه ها حداقل ۱۰ میلیارد سال است. تا کنون حدود 150 عدداز این خوشه ها در [[کهکشان]] خودمان شناسایی شده در حالیکه در [[کهکشان آندرومدا]] تعداد آنها به 300 تا 400 می رسد.اغلب خوشه های ستاره ای در هاله گرد اطراف مرکز کهکشان قرار دارند ودر بازوهای مارپیچی مشاهده نمی شوند.بیشتر خوشه های کروي ستاره ای از [[رشته اصلی]] با جرم بیشتر از ۸ برابر جرم خورشید ندارند.خوشه کروی [[M13]] در [[صورت فلکی جاثی]] از پرنور ترين و يزرگ نرين خوشه هاي كروي آسمان به شمار مي رود .</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DA%A9%D9%88%D8%AA%D9%88%D9%84%D9%87_%D8%B3%D9%81%DB%8C%D8%AF&diff=6021کوتوله سفید2012-08-13T10:24:59Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>[[رده: اخترفیزیک]]<br />
<br />
در طی زندگی یک [[ستاره]] در دوران پیری برخی از ستارگان که از حد مشخصی بزرگتر باشند به [[سیاهچاله]] و اگر از این حد کوچکتر باشند تبدیل به کوتوله سفید میشوند<br />
<br />
ماده تشکیل دهنده کوتولههای سفید به اندازهای به هم فشردهاست که یک قاشق غذاخوری آن چند تن وزن دارد.<br />
<br />
کوتولههای سفید، که تعدادشان در [[کهکشان]] ما نسبتاً زیاد است، آخرین مرحله تکامل بسیاری از ستارهها هستند. ستارههایی که جرمشان تقریباً معادل [[جرم]] [[خورشید]] (۲/۱ جرم خورشید) و یا کمتر از آن است به احتمال زیاد همگی به کوتوله سفید تبدیل میشوند. این اصطلاح برای توصیف مرحلهای از تکامل ستارهای به کار میرود که ستاره پس از تبدیل شدن به [[غول سرخ]]، در آن مرحله از انقباض باز میایستد. در مرحله کوتوله سفید، ماده ستارهای فشرده میشود و به جسمی کم [[نور]]، به اندازهای بسیار کوچک، به بزرگی [[زمین]]، تبدیل میشود. از آنجا که ستاره دیگر هیچ منبعی برای تولید [[انرژی]] ندارد، سرد میشود. پس یک کوتولهٔ سفید، ستارهای است که دیگر سوخت هستهای اش تمام شده و در نتیجه بسیار فشرده و کوچک میشود. چنین ستارگانی بسیار داغ هستند ولی آهسته آهسته دمای خود را از دست میدهند.<br />
<br />
== تاریخچه ==<br />
در سال ۱۸۶۲، نخستین بار یک [[ستارهشناس]] آمریکایی به نام [[الوان کلارک]] در حال آزمایش [[تلسکوپ]] ۵/۱۸ اینچی خود، همدم [[شباهنگ]] را دید و اما این همدم که به نام شباهنگ - B خوانده میشود خود یک معما است. در طیف سنجی مشخص شد که سطح آن از خورشید ما گرمتر است اما ستارهای بسیار تیرهتر از خورشید ما میباشد. این موضوع نشانگر آن است که قطر همدم باید کم و در حدود ۲ درصد خورشید یعنی دو برابر [[زمین]] باشد. این مقدار از نظر نجومی مقدار بسیار کوچکی است، لذا این ستاره داغ و کوچک نام [[کوتوله سفید]] را به خود گرفت. [[شباهنگ]]، بهمراه همدمش که یک کوتولهٔ سفید است. اکنون مشخص شدهاست که کوتولههای سفید، باقیمانده ستارههایی مانند خورشید در هنگام مرگ هستند. بنابراین مرگ [[خورشید]] ما با تولد یک کوتوله سفید همراه است.<br />
<br />
== [[چگالی]] شباهنگ ==<br />
شباهنگ – B با وجود کوچکی، همان اندازهٔ وزن [[خورشید]] را دارد. جای گرفتن این همه جرم در حجمی باین کوچکی، باید جسمی آنچنان چگال و فشرده را تشکیل دهد که نظیر آن روی زمین وجود ندارد. در حقیقت یک فنجان از مواد تشکیل دهنده یک کوتوله سفید صدها تن وزن دارد. جالب اینجاست که ستارهٔ درخشان [[صورت فلکی سگ کوچک]] یعنی [[شعرای شامی]] نیز یک همدم کوتوله سفید کم فروغ دارد که مشاهده آن نسبت به همدم شباهنگ کمی مشکل تر است.<br />
<br />
شباهنگ – B هر ۵۰ سال یک بار به دور ستاره شباهنگ میچرخد. البته تفکیک همدم شباهنگ از درون [[تلسکوپ]] های آماتوری تقریباً ناممکن است چراکه این دو ستاره بسیار به هم نزدیک هستند و شدت درخشش شباهنگ (در حدود ۱۰۰۰۰ بار شدید تر از نور همدم) مانع از تفکیک همدم خود میشود. حتی در سال ۲۰۲۵ که آنها بیشترین فاصله را از هم خواهند داشت برای تفکیک آنها به یک تلسکوپ ۱۰ اینچ و با شرایط رصدی مناسب نیاز است تا این همدم کم نور را از ستاره درخشان شباهنگ تفکیک کرد.<br />
<br />
== [[درخشندگی]] ==<br />
از روی فاصله و نورانیت ظاهری اندازه گیری شده کوتولههای سفید، محاسبه [[درخشندگی]] حقیقی آنها امکان پذیر است. کوتولههای سفید ستارههای بسیار کم نوری هستند، برای مثال میتوان به منظومه شباهنگ و همدم کوتولهٔ سفیدش اشاره کرد. شباهنگ یک [[ستاره]] معمولی است و نورانیترین ستاره آسمان است. اما همدم کوتوله سفید آن ۱۰ قدر کم نورتر است و آن را جز با [[تلسکوپ]] در شرایط مناسب نمیتوان دید.<br />
<br />
[[درخشندگی]] کوتولههای سفید گستره وسیعی از [[قدر]] مطلق حدود ۱۰+ تا حدود ۲۰+ دارد.<br />
<br />
== رنگ ==<br />
رنگ تقریباً ۱۰۰۰ کوتولهٔ سفید اندازه گیری شدهاست. این رنگها گسترهای از آبی سیر تا زرد را نشان میدهند. گسترهٔ دماهای مربوط به این رنگها از حدود ۱۰۰۰۰۰ [[درجه کلوین]] تا ۵۰۰۰ درجه کلوین است که آبیترین تا سرخترین اجسامی را که گمان میرود کوتوله سفید باشند در بر میگیرد.<br />
<br />
== [[طیف]] ==<br />
طیف کوتولههای سفید بسیار متفاوت از ستارههای معمولی است. در بیشتر طیفها خطوط طیفی اندکی وجود دارد. تنها خطوطی که به صورت برجسته و واضح دیده میشوند خطوط [[هیدروژن]] است. با این حال در طیف بعضی از کوتولههای سفید، نمودهای غیر عادی به چشم میخورد. به طور مثال، کوتولههای سفیدی وجود دارند که در طیف آنها اثری از خطوط مربوط به هیچ عنصری دیده نمیشود. طیف برخی از کوتولههای سفید فقط خطوط هلیوم را نشان میدهد، بی آنکه خطوط هیدروژن در آن قابل مشاهده باشد. در طیف برخی دیگر خطوط عناصر سنگین مانند کلسیوم و آهن وجود دارد.<br />
<br />
== [[جرم]] ==<br />
برخی از کوتولههای سفیدی که کشف شدهاند، عضو منظومههای دوتایی هستند، از این رو تعیین جرم آنها به طور قابل اعتمادی میسر است. از مشهورترین کوتولههای سفید همدمهای ستارههای شباهنگ (شعرای یمانی) و شِعرای شامی است که جرم دقیق آن را میتوان بدست آورد. محاسبه مدارهای این ستارگان نشان میدهد که جرم شباهنگ – B، ۰۵ر۱ برابر جرم خورشید و جرم شعرای شامی – B، ۶۳ر۰ جرم خورشید است.این مقادیر، مقادیر نمونه برای کوتولههای سفید هستند و دلایل خوبی در دست است که قبول کنیم هیچ کوتوله سفید نمیتواند بسیار پرجرم تر از</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%85%D9%82%DB%8C%D8%A7%D8%B3_%D8%A8%D9%88%D8%B1%D8%AA%D9%84&diff=6020مقیاس بورتل2012-08-13T10:23:22Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>'''مقیاس بورتل''' یکی از مقیاس های سنجش تاریکی آسمان می باشد که آسمان را از نظر تاریکی به 9 سطح تقسیم میکند.<br />
<br />
[[جان بورتل]] یکی از پرتجربه ترین [[اخترشناس]]ان [[آماتور]] این مقیاس را تعیین کرده است. او تا به حال در طی حدود 60 سال رصد به بررسی بیش از 150 هزار [[ستاره متغیر]] و رصد بیش از 200 [[دنباله دار]] پرداخته است. <br />
<br />
مقیاس 9 مرحله ای او برای سنجش تاریکی آسمان به ترتیب زیر است:<br />
<br />
'''1- آسمان درجه یک و بهشت اخترشناسان!''' در این آسمان نور منطقة البروجی، نوار منطقة البروجی و نور مخالف به خوبی مشخص هستند. نور منطقة البروجی تا زاویه چشمگیری در آسمان و نوار منطقة البروجی به صورت پیوسته از سوئی به سوی دیگر آسمان گسترده می شوند. [[کهکشان]] مثلث ([[M 33]]) حتی با نگاه مستقیم به خوبی با چشم غیر مسلح دیده می شود. نوار راه کهکشان در[[ صورت فلکی عقرب]] و [[قوس]] روی[[ زمین]] سایه های پراکنده اما مشخص ایجاد می کند. حد [[قدر]] برای چشم غیر مسلح به 6/7 تا 8 می رسد. با نگاه به [[زهره]] و [[مشتری]] چند دقیقه طول می کشد تا چشم تان به تاریکی عادت کند. هواتاب (تابش بسیار ضعیفی که بیشتر تا محدوده 15 درجه بالای افق می درخشد و ناشی از درخشش طبیعی خود جو است) به خوبی مشخص است. با [[تلسکوپ]] 5/2 اینچ بازتابی [[ستاره]] ها تا قدر 5/17 و با تلسکوپ 50 سانتی متری تا قدر 19 را آشکار کنید، اما وسایل اطرافتان هیچ کدام پیدا نیستند.<br />
<br />
'''2- آسمان بسیار تاریک:''' هواتاب کمی در نزدیکی افق پیداست. کهکشان M33 تقریباً به خوبی و با نگاه مستقیم دیده می شود. ساختار راه کهکشان تابستانی به خوبی با چشم غیر مسلح پیداست و درخشان ترین بخش هایش از پشت [[دوربین دوچشمی]] و مانند مرمر می درخشد. نور منطقة البروجی پیش از طلوع و پس از غروب، سایه های ضعیفی را ایجاد می کند و در برابر رنگ آبی سفید کهکشان به وضوح به رنگ زرد می درخشد. ابرها به شکل چاله ها در زمینه ستاره ها نمایان اند. وسایل اطراف بسیار محو بوده و بسیاری از خوشه های کروی فهرست مسیه با چشم غیر مسلح دیده می شوند. حد قدر برای چشم غیرمسلح 1/7 تا 5/7 و برای تلسکوپ 5/2 اینچ حدود 16 یا 17 می باشد.<br />
<br />
'''3- آسمان روستایی:''' نشانه ای از آلودگی نوری در افق پیداست. ابرها در درخشان ترین بخش های آسمان نزدیک افق کمی مشخص اند اما در آسمان بالای سر تیره و پنهان می مانند. ساختار راه کهکشان هنوز نمایان است و خوشه های کروی مسیه چون شماره های 4، 5، 15 و 22 با چشم پیدا هستند. با روش چپ چپ نگاه کردن، M33 پیداست. گسترش نور منطقة البروجی در بهار و پاییز زمانی که پیش از طلوع و پس از غروب تا 60 درجه بر فراز افق گسترده می شود، چشمگیر است و رنگش به شکل ضعیفی قابل تشخیص است. تلسکوپ تان را حداکثر در فاصله 9 متری می بینید. حد قدر برای چشم غیرمسلح 6/6 و برای تسکوپ 32 سانتی متری (5/2اینچ) حدود 16 می باشد.<br />
<br />
'''4- آسمان نیمه روستایی:''' آلودگی نوری بر فراز مناطق پر جمعیت در تمام جهات، گنبدهای نورانی ایجاد می کند. نور منطقة البروجی به خوبی آشکار است اما در ابتدای فلق و انتهای شفق حتی تا نیمه راه سمت الرأس گسترده نمی شود. راه کهکشان جلوه با شکوهی بر فراز افق دارد، اما ساختار آن مگر در بخش های بسیار درخشان پیدا نیست. M33 را با چپ چپ نگاه کردن هم به سختی می یابید و اگر بالاتر از ارتفاع 50 درجه نباشد، اصلاً پیدایش نمی کنید. ابرها در افق درخشان و در بالای سرتان تیره اند. وسایل اطرافتان را از فاصله دور هم می بیند. حد قدر برای چشم غیر مسلح 1/6 تا 5/6 و برای بازتابی 5/2 اینچ 5/15 است.<br />
<br />
'''5- آسمان حومه شهر:''' در بهترین شب های بهار و پاییز فقط نشانه هایی از نور منطقة البروجی را می بینید. راه کهکشان در نزدیکی افق بسیار کم سو و گاهی غیر قابل دیدن است و حتی بالای سرتان هم بی رنگ و روست. آلودگی نوری در بیشتر جهات دیده می شود. ابرها روشن تر از خود آسمان هستند. حد قدر برای چشم 6/5 تا 6 و برای تلسکوپ 32 سانتی متری حدود 5/14 تا 15 می باشد.<br />
<br />
'''6- آسمان روشن حومه شهر:''' در بهترین شب ها هیچ اثری از نور منطقة البروجی نمی یابید. نشان های کم سوئی از راه کهکشان، آن هم فقط در سمت الرأس پیداست. آسمان تا ارتفاع 35 درجه ای بالای افق به رنگ سفید مایل به خاکستری می درخشد. ابرها در سراسر آسمان کمی می درخشند. وسایل اطراف به راحتی دیده می شوند و دیدن M33 بدون دوربین دوچشمی غیر ممکن است و با چشم، هاله کم سوئی از آن را می بینید. حد قدر برای چشم 5/5 و برای تلسکوپ 5/2اینچ با قدرت متوسط حدود 14 تا 5/14 است.<br />
<br />
'''7- از حومه شهر تا شهر:''' زمینه آسمان را نور سفید مایل به خاکستری پوشانده است. منابع قوی آلودگی نوری در همه سو دیده می شوند. راه کهکشان کاملاً محو شده است. شاید بتوانید [[M44]] ([[خوشه باز]] کندوی عسل در [[صورت فلکی خرچنگ]]) و [[M31]] ([[کهکشان آندرومدا]]) را با چشم غیر مسلح به صورت لکه بسیار محوی ببینید. ابرها بسیار درخشان اند. درخشان ترین [[اجرام مسیه]] حتی از میان تلسکوپ های متوسط، اشباحی بیش نیستند. حد قدر به سختی برای چشم 5 و برای بازتابی 32 سانتی متری حدود 14 است.<br />
<br />
'''8- آسمان شهر:''' آسمان با نور خاکستری مایل به سفید یا نارنجی می درخشد و در این نور به خوبی می توانید عنوان درشت روزنامه ها را بخوانید! یک رصدگر با تجربه در یک شب خوب به زحمت M31 و M44 را می بیند. با یک تلسکوپ متوسط فقط می توانید اجرام درخشان فهرست مسیه را پیدا کنید. برخی از ستاره های مشهور [[صور فلکی]] به سختی پیدا می شوند و گاهی اصلاً حضور ندارند. در بهترین شرایط حد قدر برای چشم 5/4 و برای اپتیک 5/2 اینچ حدود 13 می باشد.<br />
<br />
'''9- آسمان وسط شهر:''' آسمان حتی در سمت الرأس روشن بوده و بسیاری از ستاره های صور فلکی ناپیدا هستند. بعضی از صورت های فلکی نظیر خرچنگ و حوت اصلاً قابل رویت نیستند. تک ستاره هایی از [[خوشه پروین]] دیده می شوند. هیچ کدام از اجرام مسیه قابل رویت نیست. ماه، [[سیاره]] ها و درخشان ترین خوشه های ستاره ای تنها شکار می شوند. حد قدر برای چشم غیر مسلح 4 و یا کمتر است.<br />
[[رده:نجوم رصدی]]<br />
<br />
==منبع==<br />
<br />
وب سايت آسمان پارس /[http://http://www.parssky.com/view/2387.aspx مقاله آقاي علي پزشكي]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DA%A9%D9%88%D8%AA%D9%88%D9%84%D9%87_%D8%B3%D8%B1%D8%AE&diff=6019کوتوله سرخ2012-08-13T10:20:05Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نوشتار خرد}}<br />
'''کوتولهی سرخ''' (کوتولهی قرمز) یک [[ستاره]]ی کوچک و به نسبت سرد در [[رشته اصلی]] و [[رده طیفی]] آن بعد از ردههای M یا K است. آنها [[جرم]]ی کمتر از نصف جرم [[خورشید]] دارند (از نصف تا حدود 0.075 جرم خورشیدی، کمتر از این جرم، اجرام ستارهای با نام [[کوتولههای قهوهای]] شناخته میشوند) و دمای سطحیشان کمتر از 4000 کلوین است. کوتولههای سرخ گونهی ستاره های بسیار فراوانی در[[ کهکشان]] هستند، حداقل در همسایگی خورشید که اینگونه است. پروکسیمای قنطورس، نزدیکترین ستاره به خورشید است و یک کوتولهی سرخ محسوب میشود (با ردهی طیفی [[M5]] و [[قدر ظاهری]] 11.5)، در واقع از بین 30 ستارهی نزدیک به خورشید، 20 ستاره کوتولهی سرخ هستند. البته به دلیل درخشندگی کم این اجسام، رصد آنها سخت است. از [[زمین]]، هیچ کوتولهی قرمزی را با چشم غیرمسلح نمیتوان رصد کرد.<br />
<br />
مدلهای ستارهای نشان میدهند که کوتولههای سرخی که جرمی کمتر از 35% جرم خورشید دارند، به طور کامل همرفتیاند. به همین دلیل [[هلیوم]] تولید شده از واکنش [[همجوشی هستهای]] [[هیدروژن]]، در تمام ستاره پخش میشود و در هسته تجمع پیدا نمیکند. بنابر این کوتولههای سرخ به کندی تحول مییابند و تا زمانی که سوختشان کاملا تمام شود، برای چند صد میلیارد سال [[درخشندگی]] و ردهی طیفی ثابتی دارند. به علت سن نسبتا کم [[جهان]]، هیچ کوتولهی سرخی که در مرحلهی تکاملی پیشرفته و نهایی خود باشد در عصر کنونی وجود ندارد.<br />
<br />
<br />
==منبع== <br />
<br />
ويكي پديا انگليسي [http://en.wikipedia.org/wiki/Red_dwarf ]<br />
<br />
[[رده:اخترفیزیک]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%85%D8%A7%D8%AF%D9%87_%D9%85%DB%8C%D8%A7%D9%86_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87_%D8%A7%DB%8C&diff=6018ماده میان ستاره ای2012-08-13T10:14:47Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>[http://www.example.com عنوان پیوند]<span style="font-size: medium"><span dir="RTL">[[ستاره]] ها معمولا به لحاظ اندازه بسیار بزرگ اند؛ولی [[فضا]]ی بین ستاره ها (فضای میان_ستاره ای)از آن هم بزرگ تر است این فضای میان-ستاره ای پر از [[گاز]] و ذرات غبار بسیار خرد (به شعاع 10 بع توان 5- سانتی متر) است</span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span>.<span dir="RTL">در حالی که مطالعات طیف نمودی و گسیل تابش رادیویی حاکی از آن است که گاز میان-ستاره ای عمدتا متشکل از [[هیدروژن]] و مقادیر اندکی عناصر دیگر نظیر کربن&nbsp; ، [[نیتروژن]] ، [[اکسیژن]] ، سدیم ، آن و پتاسیم است، ترکیب ذرات غبار کمتر شناخته شده است.بنابر یک نظریه ، این ذرات از تعداد زیادی اتم کربن که به یکدیگر پیوسته اند و گرافیک را به وجود آورده اند،تشکیل شده است.پیشنهاد دیگر آن است که ذرات&nbsp; غبار در واقع متشکل&nbsp; از بلور های یخ مانند</span>H<sub>2</sub>O <span dir="RTL"></span><span dir="RTL"></span><span dir="RTL"><span dir="RTL"></span><span dir="RTL"></span>، </span>NH<sub>3 </sub><span dir="RTL">و</span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span> CH<sub>4 </sub><span dir="RTL">یا مخلوط یاز آن ها است</span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span>.</span><br />
<br />
<span style="font-size: medium"><span dir="RTL">[[چگالی]] ماده میان-ستاره ای فوق العاده کم است. رقم قابل قبول، یک [[اتم]] در هر سانتی متر مکعب و در حدود ده ذره غبار در هر کیلومتر مکعب است ولی [[جرم]] کل ماده میان_ستاره ای کاملا قابل قیاس با [[جرم]] کل ستارگان است. مثلا محاسبات نشان می دهد که&nbsp; جرم ماده میان_ستاره ای در همسایگی [[خورشید]] در حدود یک چهارم جرم ستاره های مجاور است</span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span>.</span><br />
<br />
<span style="font-size: medium"><span dir="RTL">ماده میان_ستاره ای هم&nbsp; موجب کم سو شدن و هم به سرخی گراییدن رنگ ستاره های دوردست می شود.اثر سرخ کننده&nbsp; به این&nbsp; دلیل است&nbsp; که&nbsp; ماده&nbsp; میان_ستاره</span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span>&nbsp; <span dir="RTL">ای طول موج ه یکوته&nbsp; تر (آبی ،بنفش) را از نور سرخ&nbsp; بسیار بهتر می پراکند.در نتیجه&nbsp; رنگ آبی پراکنده&nbsp; و&nbsp; رنگ قرمز از آن عبور می کند</span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span><span dir="LTR"></span>.</span><br />
<br />
<br />
<br />
== منشا ماده میان ستاره ای ==<br />
این مسئله قابل توجهی است که هم به پیدایش [[کهکشان]] ما مربوط میشود و هم به تکوین [[خورشید]] و سیارات و قسمتی از ماده میان ستاره ای بازمانده دوران تشکیل کهکشان . [[ستاره]] های نسل اول آنهاست.<br />
اما قراین زیادی وجود دارد که بخش بزرگی از ماده میان ستاره ای از ستاره هایی که آخرین مراحل تحول خود را طی میکند ([[غول های سرخ]] ، [[نواختر]]ان و [[ابرنواختر]]ان)به محیط بین ستاره ای راه یافته اند. ترکیب اولیه ماده میان ستاره ای بیشتر ئیدروژن و [[هلیوم]] بود ، که عنصر های آغازین نامیده میشوند . اما رد عناصر سنگین تر نظیر کربن ،ازت،اکسیژن نیز در آن دیده شده است. این عناصر از طریق واکنش های هسته ای در مرکز [[ستاره]] ها بوجود آمده است و سپس از طریق انفجار های ستاره ای به فضای میان ستاره ای راه یافته اند.<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
==منابع==<br />
<br />
<span style="font-size: medium">&nbsp;</span>کتاب نجوم به زبان ساده<br />
<br />
<br />
[[رده:اخترفیزیک]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%D8%AD%D9%88%D9%84_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%DA%AF%D8%A7%D9%86&diff=6017تحول ستارگان2012-08-13T10:12:05Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>[[رده:اخترفیزیک]]<br />
<br />
== مقدمه ==<br />
'''تکامل ستارگان ( Stellar evolution)''' روندی است که یک [[ستاره]] در طول عمر خود طی میکند.روند تغییرات یک [[ستاره]] نسبت به عمر یک انسان بسیار کند است و به همین علت محققان [[اخترفیزیک]] از طریق مطالعهٔ ساختار ستارگان و مدلسازی کامپیوتری چنین پیش بینیهایی میکنند.<br />
<br />
سرگذشت یک [[ستاره]] را می توان به اختصار چنین تعریف کرد گر چه این سرگذشت در حال حاضر منطقی و کامل به نظر می رسد، ولی تحقیقات آینده ممکن است قسمت هایی از آن را تغییر دهد. زندگی یک ستاره را میتوان به شش دوره تقسیم کرد :<br />
<br />
1. تولد ( تراکم موضعی ماده [[سحابی]] )<br />
2. نوباوگی ( مرحله انقباض )<br />
3. بلوغ ([[رشته اصلی]] )<br />
4. پختگی ( [[غول سرخ]] )<br />
5. کهولت ( متغیرها )<br />
6. آخرین مراحل( [[کوتوله سفید|کوتوله های سفید]] ،[[ستاره نوترونی|ستاره های نوترونی]] و [[سیاهچاله|سیاهچاله ها]] ) <br />
<br />
سرگذشت یک [[ستاره]] تا حد زیادی بسته به جرم آن است. عمر احتمالی آن نیز چنین است. عمر احتمالی ستارگان از چندین میلیون سال ( در مورد ستارگان بسیار پر [[جرم]] ) تا چندین بیلیون سال ( برای ستارگان کم جرم ) تغییر می کند.<br />
<br />
می بینیم که [[جرم]] های ستارگان آسمان متفاوت است و آن ها که جرمشان یکی است در مراحل متفاوت تحول اند. برخی، به معنی نجومی آن، به تازگی زاده شده اند، بعضی دیگر در عنفوان جوانی خود هستند ،و عده ای دیگر نیز ایام کهولت خود را سپری می کنند. اگر این مراحل را ترکیب کنیم، ممکن است به تصویر کم و بیش کاملی برای همه ستاره ها دست یابیم .<br />
<br />
مانند همه ی نظریات تکاملی ، باید درباره نقطه آغاز فرضی بکنیم. نقطه ی آغاز ما [[سحابی]] ای است در فضای میان-ستاره ای. [[چگالی]] متوسط ماده در [[سحابی]] چندین هزار [[اتم]] در سانتی متر مکعب ( یا (21-)^10×5 گرم در سانتی متر مکعب ) است. دما فقط چند درجه بیش از صفر مطلق ، فرضا k°3 است.<br />
<br />
در آغاز ، یعنی وقتی که نخستین نسل ستارگان پدید آمد ، [[سحابی]] ها فقط مرکب از [[هیدروژن]] و [[هلیوم]] (عمدتا [[هیدروژن]] به اضافه درصد کمی هلیوم ) بودند.<br />
<br />
نود و چند عنصر طبیعی دیگر در هسته ی ستارگان پر جرم بسیار سوزان به وجود آمدند . این عناصر در پی فوران های [[نواختر]]ی و انفجارهای فاجعه آمیز [[ابر نواختر]]ی از هسته ی ستارگان به [[سحابی]]ها راه یافتند. ستارگان نسل های بعدی علاوه بر [[هیدروژن]] و [[هلیوم]] شامل درصد بسیار کمی از همه ( یا تقریبا همه ) عناصر طبیعی دیگر شدند.<br />
<br />
== [[تولد ستارگان]] ==<br />
حرکت های جزیی در داخل [[سحابی]] موجب تراکمهای موضعی ماده میشود. نیروهای [[گرانش]]ی کمک بزرگی به تجمع ماده در این نواحی متراکم میکنند و توده مادی مجزایی را، پدید می آورند که پیش-ستاره نامیده میشود و احتمالا (27)^10 (یک بیلیون بیلیون بیلیون) تن جرم دارد.<br />
<br />
*گوشزد: احتمالا گویواره های تاریک کوچکی که بیشتر در کناره بعضی از سحابی ها دیده می شود، پیش [[ستاره]] اند. جرم هایی که از رقم فوق خیلی کمتر باشند، به قدر کافی اثر [[گرانش]]ی ندارند که واحدی مجزا شوند. جرم های بسیار بزرگ تر ناپایدارند به چندین ستاره کوچک تر تفکیک می شوند.<br />
<br />
به این ترتیب ستاره ای زاده می شود. نخستین ستاره ها، شاید 10 بیلیون سال پیش تشکیل شدند و جدیدترین شان هم اکنون در حال پیدایش اند. تردیدی در این نیست که این فرآیند ادامه می یابد و ستاره ها پیوسته زاده می شوند.<br />
ستاره در هنگام تولد به قدری سرد است که نور مرئی گسیل نمیکند. گسیل امواجی با طول موج رادیویی بسیار محتمل تر است.<br />
<br />
<br />
== نوباوگی ==<br />
جرم عظیم ماده [[سحابی]]، تحت تاثیر جاذبه [[گرانش]]ی خود منقبض می شود و به این ترتیب [[انرژی پتانسیل]] مکانیکی را به گرما تبدیل می کند. گسیل تابش اصلی از [[امواج رادیویی]] به امواج فروسرخ تغییر می یابد. شی را در این حالت [[ستاره فروسرخ]] نامند.<br />
<br />
این جریان انقباض و گرم شدن به سرعت ( در مقیاس نجومی) و در دوره ای حدود 30 میلیون سال صورت می پذیرد و از سه مرحله اصلی تشکیل شده است:<br />
#وسعت جرم بزرگی که در آغاز در حدود تریلیونها کیلومتر بود به چند صد میلیون کیلومتر کاهش پیدا می کند.<br />
#فشار در مرکز از (تقریبا) صفر به چندین هزار میلیون [[جو]] (اتمسفر) افزایش می یابد.<br />
#دمای قسمت مرکزی از چند درجه مطلق به حدود 20 میلیون درجه مطلق می رسد که برای شروع تبدیل گرما-هسته ای [[هیدروژن]] به هلیوم کفایت می کند.<br />
<br />
حال دیگر نوباوگی [[ستاره]] سپری شده و ستاره به دوران بلوغ پا گذاشته است.به اصطلاح علمی، ستاره به خط [[رشته اصلی]] در [[نمودار هرتسپرونگ-راسل]] رسیده است.<br />
<br />
*گوشزدها:<br />
#زمان لازم برای گذار از تولد به بلوغ عملا بسته به جرم ستاره است. ستارگان پر جرم به [[سرعت]] متحول می شوند و ممکن است پس از چند صد هزار سال به مرحله بلوغ برسند، در حالی که برای ستاره های کم جرم ممکن است زمانی بسیار درازتر از 30 میلیون سال سپری شود تا به رشته اصلی برسند.<br />
#طبیعی است که ستاره های پر جرم تر در نقاطی بالاتر از ستاره های کم جرم به خط رشته اصلی می پیوندند، زیرا بسیار درخشنده تر از ستاره های کم جرم تر اند.<br />
<br />
== بلوغ (ستارگان رشته اصلی) ==<br />
<br />
<br />
<br />
== پختگی (غول های سرخ) ==<br />
وقتی هیدروژن هسته ستاره تمام می شود، ستاره باز به چشمه دیگر انرژی، یعنی [[گرانش]] روی می آورد. هسته شروع به انقباض می کند و داغ تر می شود.در نتیجه سه چیز روی می دهد:<br />
#دما در بیرون قسمت مرکزی به اندازه ای می شود که گداخت هیدروژن به هلیوم در آنجا امکان پذیر می گردد.<br />
#لایه های خارجی ستاره منبسط می شوند و ستاره تبدیل به غول می شود.<br />
#دمای سطحی ستاره کاهش می یابد و ستاره، بسته به جرمش، [[غول سرخ|غول یا ابرغول سرخ]] می شود.<br />
<br />
برای ستاره ای چون [[خورشید]]، این جریان ممکن است بیلیون ها سال دوام آورد. در این مرحله شعاع آن ممکن است پنجاه برابر شود و دمای سطحی تا حدود 3،000 درجه کلوین کاهش یابد.<br />
<br />
این جریان بر روی [[نمودار هرتسپرونگ-راسل]] با خطی به سمت راست و رو به بالا از نقطه جدایی از رشته اصلی، مشخص می شود.<br />
<br />
<br />
== کهولت (متغیرها) ==<br />
<br />
<br />
<br />
== مراحل آخرین ==<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
== منابع ==<br />
کتاب نجوم به زبان ساده / نویسنده:مایر دگانی / مترجم:محمدرضا خواجه پور / نشر:موسسه جغرافیایی و کارتوگرافی گیتاشناسی / چاپ هشتم(از ویرایش جدید)، نوروز 1390 / صفحات 168 الی 175</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AE%D8%A7%D9%85%D9%88%D8%B4%DB%8C_%D8%B1%D8%A7%D8%AF%DB%8C%D9%88%DB%8C%DB%8C&diff=6016خاموشی رادیویی2012-08-13T10:06:16Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>==تعریف==<br />
==علت بروز==<br />
علت '''خاموشی رادیویی (radio fadeout)''' نور شدید فرابنفشی است که از [[شراره های فام سپهری]] گسیل میشود.<br />
<br />
دریافت [[امواج رادیویی]] بر روی [[زمین]] از فواصل دور ، معلول وجود لایه های الکتریکی شده ای در [[جو زمين]] است که مانند آینه، [[امواج الكترومغناطيس]]ی را به سمت [[زمین]] منعکس میکند.چندین لایه متحدالمرکز ازاین قبیل در ارتفاعهای مختلف تا حدود 300 کیلومتر از سطح دریا وجود دارد.این لایه را مجموعا [[یون کره]] نامند.<br />
<br />
در غیاب چنین انعکاسی، مخابره رادیویی فقط در امتداد خط مستقیم امکان پذیر است. بدون آن هیچ پیامی نمیتواند سطح منحنی زمین را بپیماید و سپس دریافت شود.<br />
<br />
حفظ و بقای لایه های الکتریکی شده معلول اثر تابش فرابنفشی است که از [[خورشید]] گسیل میشود و عمل آن تامین تعداد درست ذرات باردار یا یون ها در این لایه هاست. وقتی که برخی از این ذرات [[بار الکتریکی]] خود را از دست میدهند، پرتو فرابنفش جانشین آن را فراهم میکند و این از بر هم کنش میان تابش و اتمهای عادی اکسیژن و نیتروژن در این لایه هاست.در این برهم کنش ها اتم های الکترونی ( ذره ای با بار منفی) را از دست میدهند و اتم های بجا مانده یون هایی با بار مثبت میشوند.<br />
<br />
تابش فرابنفش شراره ها، اتم های نیتروژن و اکسیژن زیر [[یون کره]] را یونیده میکند و سدی در ارتفاع 60 کیلومتری پدید می آورد که مخابره رادیویی معمولی را مختل میکند.<br />
<br />
دوام این خاموشی ها برابر عمر این شراره یعنی یک ساعت یا بیشتر است. البته قطع شدن مخابره رادیویی از نظر نظامی بسیار مورد توجه است. تلاش هایی انجام شده است تا این اختلالات پیش بینی شود، اما این پیش بینی ها، که عملا بر فعالیتهای [[کلف]]ی مبتنی است، صددرصد قابل اعتماد نیست.<br />
<br />
== منبع ==<br />
کتاب نجوم به زبان ساده / نویسنده:مایر دگانی / مترجم:محمدرضا خواجه پور / نشر:موسسه جغرافیایی و کارتوگرافی گیتاشناسی / چاپ هشتم(از ویرایش جدید)، نوروز 1390 / صفحه 210<br />
<br />
[[رده:اخترفیزیک]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B3%D8%AD%D8%A7%D8%A8%DB%8C_%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D8%B1%D9%87_%D9%86%D9%85%D8%A7&diff=6015سحابی سیاره نما2012-08-13T10:04:36Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نوشتار خرد}}<br />
== سحابی سیارهنما ==<br />
<br />
<br />
<br />
سحابی سیارهنما (به انگلیسی: planetary nebula) نوعی سحابی گسیلشی است که از [[گاز]] و [[پلاسما]] تشکیل شده است. این نوع [[سحابی]]ها پس از مرگ ستارگان به وجود میآیند. این نام از قرن هجدهم به وجود آمده است و هنگامی که به علت حلقوی بودن این سحابیها (که خود به خاطر انفجار ستارهاست) در [[تلسکوپ]]های ضعیف به شکل یک [[سیاره]] دیده و اشتباه گرفته میشد. مدت عمر این سحابیها کوتاه و حدود ده هزار سال در مقابل با عمر چند میلیون سالهٔ [[ستاره]] است.<br />
<br />
جوانترین [[سحابی سیارهای]] مشاهده شده [[سحابی پرتوماهی]] است.<br />
<br />
[[رده:اخترفیزیک]]<br />
<br />
== منبع ==<br />
<br />
ویکی پدیا</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B3%D8%AD%D8%A7%D8%A8%DB%8C_%D8%AA%D8%A7%D8%B1%DB%8C%DA%A9&diff=6010سحابی تاریک2012-08-13T10:00:26Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نوشتار خرد}}به توده گازی سرد گفته می شود كه مدتی از مرگ [[ستاره]] آن گذشته است و ستاره دیگری نزدیك آن نیست كه بتواند نوری را منتشر كند یا منعكس كنداین نوع [[سحابی]] فقط زمانی قابل دیدن است كه ستاره یا سحابی درخشانی در پشت آن باشد از آن جا كه این سحابی ها مانع عبور نور می شوند به صورت ابر های تاریك و سیاه مشاهده می شوند سحابی های تاریك تنها بخشی از مواد تاریك میان ستاره ای هستند كه ما موفق به رصد آن شده ایم از مشهور ترین این سحابی ها میتوان به [[سحابی كله اسبی]] و[[ گلبول]] اشاره كرد.<br />
[[پرونده:Doodad_oreshko.jpg|left|alt text]]<br />
[[رده:نجوم رصدی]]<br />
[[رده:اخترفیزیک]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B3%D8%AD%D8%A7%D8%A8%DB%8C_%D8%A8%D9%82%D8%A7%DB%8C%D8%A7%DB%8C_%D8%A7%D8%A8%D8%B1_%D9%86%D9%88%D8%A7%D8%AE%D8%AA%D8%B1&diff=6009سحابی بقایای ابر نواختر2012-08-13T09:58:28Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نوشتار خرد}}گاهی با مرگ یك ستاره بزرگ و انفجار [[ابر نو اختر]]ی مقدار زیادی از مواد [[ستاره]] ای پرتاب می شود [[اختر شناس]]ان به این ابر ها كه توسط ستاره های كوچك نزدیك [[سیاهچاله]] یا [[ستاره نوترونی]] بر افروخته می شود و شكل های جالبی به خود می گیرند سحابی ابر نو اختر می گویند تا كنون تعداد كمی از این نوع [[سحابی]] ها كشف شده اند كه از جمله ی آن ها میتوان به [[سحابی خرچنگ]] اشاره كرد.<br />
[[پرونده:M1.jpg|سحابي خرچنگ - [[M1]] |چپ|قاب]]<br />
[[رده:نجوم رصدی]]<br />
[[رده:اخترفیزیک]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B3%D8%AD%D8%A7%D8%A8%DB%8C_%D8%A8%D8%A7%D8%B2%D8%AA%D8%A7%D8%A8%DB%8C&diff=6008سحابی بازتابی2012-08-13T09:55:33Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>{{نوشتار خرد}}این [[سحابی]] توده ای از ابر های سرد است و نور [[ستاره]] و یا [[خوشه ستاره ای]] نزدیك به خود را ساتع می كند و به دلیل وجود گرد و غبار در این نوع سحابی ها قابلیت انعكاس نور آبی بیشتری از نور قرمز است و به همین دلیل بشتر این نوع سحابی ها به رنگ آبی دیده می شوند و [[سحابی خوشه ی پروین]] و [[سحابی گل رز]] (ولنتاین)از این نوع سحابی ها هستند.<br />
[[پرونده:reflection.nebula.arp.750pix.jpg|بندانگشتی|200px|سحابی بازتابی [[آیسی ۲۱۱۸]] در فاصله حدود ۹۰۰ [[سال نوری]] که در نزدیکی ستاره [[رجلالجبار]] قرار دارد و نور آن را منعکس میکند]]<br />
[[رده:نجوم رصدی]]<br />
[[رده:اخترفیزیک]]</div>Flare starhttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%85%D9%82%DB%8C%D8%A7%D8%B3_%D8%A8%D9%88%D8%B1%D8%AA%D9%84&diff=6007مقیاس بورتل2012-08-13T09:44:38Z<p>Flare star: </p>
<hr />
<div>'''مقیاس بورتل''' یکی از مقیاس های سنجش تاریکی آسمان می باشد که آسمان را از نظر تاریکی به 9 سطح تقسیم میکند.<br />
<br />
[[جان بورتل]] یکی از پرتجربه ترین [[اخترشناس]]ان [[آماتور]] این مقیاس را تعیین کرده است. او تا به حال در طی حدود 60 سال [[رصد]] به بررسی بیش از 150 هزار [[ستاره متغیر]] و رصد بیش از 200 [[دنباله دار]] پرداخته است. <br />
<br />
مقیاس 9 مرحله ای او برای سنجش تاریکی آسمان به ترتیب زیر است:<br />
<br />
'''1- آسمان درجه یک و بهشت اخترشناسان!''' در این آسمان نور منطقة البروجی، نوار منطقة البروجی و نور مخالف به خوبی مشخص هستند. نور منطقة البروجی تا زاویه چشمگیری در آسمان و نوار منطقة البروجی به صورت پیوسته از سوئی به سوی دیگر آسمان گسترده می شوند. [[کهکشان]] مثلث ([[M 33]]) حتی با نگاه مستقیم به خوبی با چشم غیر مسلح دیده می شود. نوار راه کهکشان در[[ صورت فلکی عقرب]] و [[قوس]] روی[[ زمین]] سایه های پراکنده اما مشخص ایجاد می کند. حد [[قدر]] برای چشم غیر مسلح به 6/7 تا 8 می رسد. با نگاه به [[زهره]] و [[مشتری]] چند دقیقه طول می کشد تا چشم تان به تاریکی عادت کند. هواتاب (تابش بسیار ضعیفی که بیشتر تا محدوده 15 درجه بالای افق می درخشد و ناشی از درخشش طبیعی خود جو است) به خوبی مشخص است. با [[تلسکوپ]] 5/2 اینچ بازتابی [[ستاره]] ها تا قدر 5/17 و با تلسکوپ 50 سانتی متری تا قدر 19 را آشکار کنید، اما وسایل اطرافتان هیچ کدام پیدا نیستند.<br />
<br />
'''2- آسمان بسیار تاریک:''' هواتاب کمی در نزدیکی افق پیداست. کهکشان M33 تقریباً به خوبی و با نگاه مستقیم دیده می شود. ساختار راه کهکشان تابستانی به خوبی با چشم غیر مسلح پیداست و درخشان ترین بخش هایش از پشت [[دوربین دوچشمی]] و مانند مرمر می درخشد. نور منطقة البروجی پیش از طلوع و پس از غروب، سایه های ضعیفی را ایجاد می کند و در برابر رنگ آبی سفید کهکشان به وضوح به رنگ زرد می درخشد. ابرها به شکل چاله ها در زمینه ستاره ها نمایان اند. وسایل اطراف بسیار محو بوده و بسیاری از خوشه های کروی فهرست مسیه با چشم غیر مسلح دیده می شوند. حد قدر برای چشم غیرمسلح 1/7 تا 5/7 و برای تلسکوپ 5/2 اینچ حدود 16 یا 17 می باشد.<br />
<br />
'''3- آسمان روستایی:''' نشانه ای از آلودگی نوری در افق پیداست. ابرها در درخشان ترین بخش های آسمان نزدیک افق کمی مشخص اند اما در آسمان بالای سر تیره و پنهان می مانند. ساختار راه کهکشان هنوز نمایان است و خوشه های کروی مسیه چون شماره های 4، 5، 15 و 22 با چشم پیدا هستند. با روش چپ چپ نگاه کردن، M33 پیداست. گسترش نور منطقة البروجی در بهار و پاییز زمانی که پیش از طلوع و پس از غروب تا 60 درجه بر فراز افق گسترده می شود، چشمگیر است و رنگش به شکل ضعیفی قابل تشخیص است. تلسکوپ تان را حداکثر در فاصله 9 متری می بینید. حد قدر برای چشم غیرمسلح 6/6 و برای تسکوپ 32 سانتی متری (5/2اینچ) حدود 16 می باشد.<br />
<br />
'''4- آسمان نیمه روستایی:''' آلودگی نوری بر فراز مناطق پر جمعیت در تمام جهات، گنبدهای نورانی ایجاد می کند. نور منطقة البروجی به خوبی آشکار است اما در ابتدای فلق و انتهای شفق حتی تا نیمه راه سمت الرأس گسترده نمی شود. راه کهکشان جلوه با شکوهی بر فراز افق دارد، اما ساختار آن مگر در بخش های بسیار درخشان پیدا نیست. M33 را با چپ چپ نگاه کردن هم به سختی می یابید و اگر بالاتر از ارتفاع 50 درجه نباشد، اصلاً پیدایش نمی کنید. ابرها در افق درخشان و در بالای سرتان تیره اند. وسایل اطرافتان را از فاصله دور هم می بیند. حد قدر برای چشم غیر مسلح 1/6 تا 5/6 و برای بازتابی 5/2 اینچ 5/15 است.<br />
<br />
'''5- آسمان حومه شهر:''' در بهترین شب های بهار و پاییز فقط نشانه هایی از نور منطقة البروجی را می بینید. راه کهکشان در نزدیکی افق بسیار کم سو و گاهی غیر قابل دیدن است و حتی بالای سرتان هم بی رنگ و روست. آلودگی نوری در بیشتر جهات دیده می شود. ابرها روشن تر از خود آسمان هستند. حد قدر برای چشم 6/5 تا 6 و برای تلسکوپ 32 سانتی متری حدود 5/14 تا 15 می باشد.<br />
<br />
'''6- آسمان روشن حومه شهر:''' در بهترین شب ها هیچ اثری از نور منطقة البروجی نمی یابید. نشان های کم سوئی از راه کهکشان، آن هم فقط در سمت الرأس پیداست. آسمان تا ارتفاع 35 درجه ای بالای افق به رنگ سفید مایل به خاکستری می درخشد. ابرها در سراسر آسمان کمی می درخشند. وسایل اطراف به راحتی دیده می شوند و دیدن M33 بدون دوربین دوچشمی غیر ممکن است و با چشم، هاله کم سوئی از آن را می بینید. حد قدر برای چشم 5/5 و برای تلسکوپ 5/2اینچ با قدرت متوسط حدود 14 تا 5/14 است.<br />
<br />
'''7- از حومه شهر تا شهر:''' زمینه آسمان را نور سفید مایل به خاکستری پوشانده است. منابع قوی آلودگی نوری در همه سو دیده می شوند. راه کهکشان کاملاً محو شده است. شاید بتوانید [[M44]] ([[خوشه باز]] کندوی عسل در [[صورت فلکی خرچنگ]]) و [[M31]] ([[کهکشان آندرومدا]]) را با چشم غیر مسلح به صورت لکه بسیار محوی ببینید. ابرها بسیار درخشان اند. درخشان ترین [[اجرام مسیه]] حتی از میان تلسکوپ های متوسط، اشباحی بیش نیستند. حد قدر به سختی برای چشم 5 و برای بازتابی 32 سانتی متری حدود 14 است.<br />
<br />
'''8- آسمان شهر:''' آسمان با نور خاکستری مایل به سفید یا نارنجی می درخشد و در این نور به خوبی می توانید عنوان درشت روزنامه ها را بخوانید! یک رصدگر با تجربه در یک شب خوب به زحمت M31 و M44 را می بیند. با یک تلسکوپ متوسط فقط می توانید اجرام درخشان فهرست مسیه را پیدا کنید. برخی از ستاره های مشهور [[صور فلکی]] به سختی پیدا می شوند و گاهی اصلاً حضور ندارند. در بهترین شرایط حد قدر برای چشم 5/4 و برای اپتیک 5/2 اینچ حدود 13 می باشد.<br />
<br />
'''9- آسمان وسط شهر:''' آسمان حتی در سمت الرأس روشن بوده و بسیاری از ستاره های صور فلکی ناپیدا هستند. بعضی از صورت های فلکی نظیر خرچنگ و حوت اصلاً قابل رویت نیستند. تک ستاره هایی از [[خوشه پروین]] دیده می شوند. هیچ کدام از اجرام مسیه قابل رویت نیست. ماه، [[سیاره]] ها و درخشان ترین خوشه های ستاره ای تنها شکار می شوند. حد قدر برای چشم غیر مسلح 4 و یا کمتر است.<br />
[[رده:نجوم رصدی]]<br />
<br />
==منبع==<br />
<br />
وب سايت آسمان پارس /[http://http://www.parssky.com/view/2387.aspx مقاله آقاي علي پزشكي]</div>Flare star