http://wiki.avastarco.com/api.php?action=feedcontributions&user=Space&feedformat=atomویکی نجوم - مشارکتهای کاربر [fa]2024-03-29T00:58:34Zمشارکتهای کاربرMediaWiki 1.29.2http://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B3%D9%85%D8%A7%DA%A9_%D8%A7%D8%B9%D8%B2%D9%84&diff=14994سماک اعزل2013-05-30T14:49:44Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>[[پرونده:1071112541192061002352217856221114222196201162.jpg|چپ|قاب|محل قرار گیری سماک اعزل در آسمان]] <br />
<br />
سماک اعزل(به انگلیسی:Spica)درخشانترین ستارهٔ [[صورت فلکی سنبله]] است. اگر کمانی که از [[صورت فلکی خرس بزرگ|صورت فلکی دب اکبر]] (دب اکبر) آغاز میشود و به <br />
نگهبان شمال ([[سماک رامح]]) میرسد را ادامه بدهیم به ستارهٔ نورانی سماک اعزل میرسیم. این دو ستاره، فرمانروای آسمان بهاری هستند.<br />
<br />
سماک اعزل ستاره ای از قدر اول در جنوب نگهبان شمال است که منزل چهاردهم از منازل ماه نیز برشمرده میشود.ستاره سفیدی زیبائی است که در اسفندماه اندکی مایل به جنوب شرقی از افق برمیآید و تا پایان تابستان در عرصههای جغرافیایی میانه مرئی است.<br />
<br />
ستاره پرنور صورت فلکی سنبله وپانزدهمین ستاره پرنور آسمان، حدود 280 سال نوری از ما فاصله دارد و 2300 بار درخشنده تر از خورشید است . در واقع " سماک اعزل " یک ستاره [[دوتایی طیفی]] است که علاوه بر تغییرات ناچیز طیفی، در مدت 4 روز به دور یکدیگر می گردند وستاره تیره تر موجب کم نورشدن ستاره اصلی(متغییر گرفتی) به اندازه کمتر از یک قدر طی همین مدت می شود (معنای این تغییرات ناچیز این است که ستاره تیره تر بدلیل زاویه مداری بدور ستاره اصلی از دید ما زمینیان نمی تواند جلوی نور آن را بطور کامل بگیرد) .<br />
ستاره اصلی خود غولی آبی سفید از رده طیفی B و ستاره متغییر تپشی از نوع بتا قیفاووسی بوده و دوره تغییرات نوری آن 17/0 روزه است.قدر مطلق آن 5/3- دمای آن ۲۲۴۰۰ درجه وتابش ستاره در ناحیه ماورائ بنفش بسیار قابل توجه است.این ستاره در مرحله ای از عمر خود است که می توان انتظار تبدیل آن به [[ابرنواختر]] داشت.<br />
شعاع این ستاره نیز در حدود ۷ برابر وجرم آن ده برابر جرم خورشید است .ستاره دوم دارای شعاعی ۴ برابر وجرمی در حدود ۶ برابر جرم خورشید است.دو ستاره بخاطر فاصله کم (در حدود یک دهم) وبه خاطر اثرات گرانشی روی یکدیگر شکل کروی خود را از دست داده وبیضی گون شده اند.ظاهرا جریانی از مواد از ستاره دوم به سمت ستاره اول وجود داشت واین عامل تولید اشعه ایکسی است که اکنون قابل مشاهده است.<br />
سماک اعزل در لاتین به معنای"خوشه گندم" آمده که در دست دوشیزه است.<br />
<br />
کلمه عربی سماک اعزل به فارسی به معنی بدون سلاح است، که در مقابل رامح به معنی نیزه دار میباشد.<br />
<br />
از آنجاییکه صورت فلکی سنبله از صورتهای دایره البروجی است گهگاهی این ستاره توسط ماه پوشیده می شود. <br />
<br />
== منبع ==<br />
*ویکیپدیا فارسی<br />
<br />
*ویکی پدیا انگلیسی<br />
<br />
*دانشنامه هفت آسمان<br />
<br />
*تبیان<br />
{{-}}<br />
[[رده:نجوم رصدی]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%B9%D9%88%D8%A7&diff=14993صورت فلکی عوا2013-05-30T14:28:36Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>== اطلاعات کلی ==<br />
زمان رسیدن به نصف النهار : 25 خرداد <br />
<br />
مساحت : 907 درجه مربع<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
گاوران (به انگلیسی: Boötes) یکی از بزرگترین [[صور فلکی]] شمالی میباشد و بین [[صورت فلکی دب اکبر]] و [[صورت فلکی دب اصغر]] جا خوش کرده است و سومین ستاره پر نور آسمان یعنی نگهبان شمال (سِماک رامِح) در این [[صورت فلکی]] قرار دارد.<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
[[پرونده:User22904 pic770 c1259704113.JPG|[[صورت فلکی]] عوا و محدوده آن در آسمان |قاب|وسط]]<br />
<br />
<br />
<br />
== در افسانه ها ==<br />
<br />
<br />
این صورت فلکی بادبادک مانند، نمایش دهنده پیکر مردی است که به دنبال خرس بزرگ می دود و دارای اسطوره های کهن متعددی نیز می باشد.<br />
این که دقیقا گاوران چه کسی بوده مشخص نمی باشد. براساس یکی از افسانه های یونانی، او پسر الهه زراعت است. هنگامی که او تلاش زیاد مردم زمین را برای به دست آوردن غذا دید به فکر کمک به آنها افتاد. به همین دلیل گاوآهنی ساخت و به زمین فرستاد. مردم نیز به کمک آن، زمین های خود را شخم زده و از راه کشاورزی غذا تهیه کردند. ایزدان نیز به پاس این خدمت، گاوران، را به آسمان برده و در کنار دب اکبر جای دادند. <br />
همان طور که پیش از این گفته شد، اسطوره ها و افسانه های متنوعی به گاروران نسبت داده که برای او تعیین شده بود؛ وی بدون پول به همراه برادر خود رهسپار سرنوشت خویش شدند. او یک گاوآهن اختراع کرد که توسط آگزن هدایت می شد. گاوران زمین خود را با آن شخم زد تا توانست زندگی آراسته و محبوبی برای خود ایجاد کند. وقتی کالیستو تلاش پسرش را دید، بسیار خشنود و راضی شد و زئوس را ترغیب کرد تا گاوران را به همراه گاوآهنش به آسمان بفرستد و در آن جا جاودانه گرداند. نسخه دیگری از همین داستان وجود دارد که او را با دب اصغر، یعنی آرکاس یکی دانسته اند.گاوران در میان اعراب ماده گرگ شناخته شده بود، اما یهودیان او را یک سگ پارس کننده می شناسند. هومر نیز در ادیسه اش، گاوران را به منزله مردی متصدی حمل و نقل یا راننده یک ارابه سنگین و بزرگ معرفی کرده است. بنابراین گاوران در جایگاه یکی از نخستین صورت فلکی ثبت گردیده است. باور کهن دیگری بیان می دارد که گاوران چون مردی دونده و نیزه به دست تصور شده است. دو سگ شکاری به نام های آفریون و چارا با او همراهند که به صورت فلکی تازی ها تعلق دارند.<br />
در افسانه ای یونانی، گاوران همان ایکاروس است، مردی آتنی که رمز شراب سازی را به ایزد شراب، یعنی دیوناسیوس آموخته است. او به چند دهقان اجازه می دهد تا محصول او را بنوشند، اما لطف او نتیجه عکس می دهد و آن کشاورزان چنان با افراط می نوشند که تصور می کنند ایکاروس همان دیوناسیوس خدای شراب و میگساری است و او را به قتل می رسانند و به خاک می سپارند. اراگون، دختر ایکاروس، وقتی مطلع می شود که دهقانان چه بر سر پدرش آورده اند خود را به دار می آویزد. زئوس، دختر گاوران را به بهشت می فرستد در این نسخه به منزله صورت فلکی سنبله و ایکاروس در واقع همان گاوران است و سگی که اراگون را سر قبر ایکاروس می آورد یکی از سگان شکاری صورت فلکی تازی هاست.<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
[[پرونده:86209527116846137179180614223112813649197.jpg|تصوری که از این صورت فلکی وجود دارد |قاب|وسط]]<br />
<br />
== ستارگان ==<br />
<br />
تاو(τ) گاوران یک ستاره [[خورشید]] مانند است که سیارهای مشابه [[مشتری]] دارد و البته دمای این [[سیاره]] که Ab تاو گاوران نام دارد بسیار بیشتر از [[دما]]ی مشتری است.<br />
<br />
گاوران تعداد زیادی ستارگان دوتایی قابل تفیکی با [[تلسکوپ]]های آماتوری نیز دارد.<br />
<br />
NGC 5466 یک خوشه ستاره ای کروی است که در ۱۷ مه٬۱۷۸۴ توسط [[ویلیام هرشل]] کشف شد.<br />
<br />
<br />
'''ستارگان با نام خاص'''<br />
<br />
بایر<br />
<br />
άنگهبان شمال(سماک رامح) (Arcturus)<br />
<br />
βبقار (Nekkar)<br />
<br />
γ سگینوس (Seginus)<br />
<br />
ε ازار (Izar)<br />
<br />
مفردالرامح η مفردالرامح<br />
<br />
کالوروپس μ (Alkalurops)<br />
<br />
h المرأةالمسلسله (Merga)<br />
<br />
ψ.... Nadlat...... عربی... یک کوچک<br />
<br />
آیوتا: خر دوم Asellus Secundus<br />
<br />
کاپا: خر سوم Asellus Tertius<br />
<br />
خر نخست<br />
Alkalurops مو گاوران<br />
<br />
== اجرام عمق آسمان ==<br />
<br />
<br />
[[NGC 5466]]<br />
<br />
[[NGC 5248]]<br />
<br />
[[NGC 5614]]<br />
<br />
[[NGC 5676]]<br />
<br />
[[NGC 5641]]<br />
<br />
[[NGC 5523]]<br />
<br />
[[NGC 5669]]<br />
<br />
[[NGC 5660]]<br />
<br />
[[NGC 5689]]<br />
<br />
مهمترین اجرامی که میتوان در این صورت فلکی یافت چند نمونه از جرم های لیست NGC است که در ضمن این متن نام آن های آورده شده است .<br />
<br />
== منابع==<br />
<br />
دانشنامه ستارهشناسی<br />
<br />
کتاب نجوم به زبان ساده <br />
<br />
کتاب صورت های فلکی احمد دالکی <br />
<br />
کتاب اساطیر یونان و صورت های فلکی<br />
<br />
<br />
[[رده:صور فلکی]]<br />
{{صور فلکی}}</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%B3%D9%86%D8%A8%D9%84%D9%87&diff=14992صورت فلکی سنبله2013-05-30T14:24:19Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>نام: سنبله<br />
<br />
نام های دیگر :خوشه، سنبله، عذرا<br />
<br />
نام لاتین:Virgo<br />
<br />
[[بعد]]:13 ساعت<br />
<br />
[[میل]]:−4°<br />
<br />
مساحت:1294 درجه مربع <br />
[[پرونده:0008237 (4).jpg|صورت فلکی سنبله و محدوده آن در آسمان|وسط|قاب]]<br />
<br />
درخشان ترین[[ ستاره]] : سماک اعزل<br />
سنبله یک صورت فلکی عظیم درنیمکره شمالی آسمانو دومین صورت فلکی در آسمان از لحاظ بزرگی است.صورت فلکی سنبله یکی از قدیمی ترین صورتهای فلکی است که توسط انسان شناسایی و توصیف شده است . اکثر اقوام باستانی این صورت فلکی را به عنوان الهه باربری مقدس می شمردند . <br />
<br />
== ستاره ها ==<br />
[[پرونده:Sovarsonbol.jpg|در این تصویر ستاره پر نور این صورت فلکی مشخص شده است |چپ|قاب]]<br />
<br />
آلفای سنبله به نام[[ سماک اعزل]] در لاتین به معنای «خوشه گندم » آمده که در دست دوشیزه ای است.[[ طیف]] آن از نوع BIV قدر 0/1 و فاصله آن 220[[ سال نوری]] است . سماک اعزل دارای یک همدم بسیار کم نور است.<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
== در افسانه ها ==<br />
[[پرونده:Vir.gif||چپ|قاب]]<br />
<br />
بابلیها در این صورت فلکی الهه " ایشتار " را می دیدند که به خدای غلات " تموز " ( tamuz ) عشق می ورزید ، " ایشتار " به سوگ می نشست . او در زمستان به جهان زیرین می رفت تا " تموز " را باز گرداند . آنگاه در آغاز سال ، " تموز " در جامه ای سبز و تازه دوباره در زمین ظاهر می شد .<br />
<br />
این صورت فلکی نزد یونانیان باستان نیز الهه باربری " دیمتر " ( Demeter ) یا دخترش " پرزفون " ( Persephone ) به شمار می رفت . خدای خدایان " زئوس " به خدای زیرین " هادس " ( hades ) قول داده بود که این دختر را به همسری او در آورد و " هادس " دختر را فریفته و ربوده بود . الهه " دیمتر " با از دست دادن دخترش خیلی غمگین شد و درختان و زمین های کشاورزی را خشکاند . بالاخره " زئوس " تصمیم گرفت برای جلوگیری از قحطی و گرسنگی انسانها اجازه دهد که " پرزفون " دو سوم سال را نزد مادرش بر زمین و یک سوم دیگر را نزد همسرش در جهان زیرین به سر آورد . به محض آن که پرزفون به زیرزمین می رفت ، هوا سرد و بارانی می شد ، برگهای درختان می ریختند ، بارش برف آغاز می شد و زمستان از راه می رسید . زمانی که پرزفون دوباره به روی زمین باز می گشت ، همه جا سبز می شد و بهار آغاز می شد . به این ترتیب صورت فلکی سنبله تغییر فصلها را نیز به خاطر می آورد .<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
== اجرام عمق آسمان ==<br />
در داخل این صورت فلکی خوشه کهکشانی سنبله قرار دارد که خوشه وسطی آن [[ابر خوشه سنبله]] است و خوشه کهکشانی ما هم که جز «گروه محلی» محسوب می شود، یکی از اعضای آن است. خوشه سنبله شاید شامل 3000[[ کهکشان]]، در فاصله 50 میلیون سال نوری تا زمین است. برای مشاهده اغلب این کهکشان ها نیاز به تلسکوپ متوسط است. درخشان ترین آن ها [[M49]] به صورت کهکشان بیضوی با [[قدر]] M104]] , 8]] یک کهکشان مارپیچی از قدر 8 است.<br />
<br />
اجرام سماوی این ابر خوشه عبارتند از :<br />
<br />
[[M49]]<br />
<br />
[[M104]]<br />
<br />
[[M90]]<br />
<br />
[[M60]]<br />
<br />
[[M59]]<br />
<br />
[[M58]]<br />
<br />
[[M87]]<br />
<br />
[[M84]]<br />
<br />
[[M86]]<br />
<br />
[[M46]]<br />
<br />
[[NGC5634]]<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
== منابع==<br />
<br />
کتاب صورت های فلکی احمد دالکی <br />
<br />
کتاب افسانه های یونانی و صورت های فلکی <br />
<br />
ویکی پدیا فارسی <br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
[[رده:صور فلکی]]<br />
{{صور فلکی}}</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D8%B1%D8%A7%D8%AA_%D9%81%D8%B1%D8%A7%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF%DB%8C&diff=14837سیارات فراخورشیدی2013-05-04T11:18:33Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>یک سیاره فراخورشیدی (به انگلیسی: extrasolar planet) سیارهای است که خارج از منظومه شمسی قرار دارد. تا سال ۲۰۰۹ تعداد ۳۷۳ سیاره فراخورشیدی یا به قولی ۴۰۷ سیاره کشف شدهاند.<br />
<br />
بسیاری از آنها بزرگتر از سیاره[[ مشتری]] هستند. در سالهای اخیر با بهبود فناوری رصدی، ۱۳ سیاره فراخورشیدی هماندازه با کره [[زمین]] نیز کشف شده است.<br />
<br />
در میان سیارههای فراخورشیدی نمونههای شگرفی دیده میشوند، برای نمونه سیارهای مشابه به سیاره کوروت-۷بی (COROT-7b) در ۲۶۰ [[سال نوری]] از [[زمین]] وجود دارد که سرعت گردش آن به دور ستاره مادرش چنان بالاست که هر سال در این سیاره تنها سه روز بهدرازا میکشد.<br />
<br />
دانشمندان بر این باورند که سیارههای بیشماری بوده یا هستند که توسط ستارهٔ خود فرو بلعیده شده یا از [[مدار]] و منظومه خود به بیرون پرت شده و در فضای خالی سرگردان گشتهاند.<br />
<br />
تصویر روبرو یک تصویر خیالی از یک سیاره فرا خورشیدی است.<br />
[[پرونده:Planet HD 189733b.jpg|راست|200px]]<br />
<br />
مبحث سیارات فراخورشیدی نخستین بار در سال 1990 و با کشف اولین سیاره خارج از منظومه شمسی مطرح شد. گرچه آن سیاره به دور ستارهای در حال زوال پیدا شد، اما به شدت کنجکاوی منجمان را برای کشف سیارات فراخورشیدی برانگیخت. از سوی دیگر، از آنجا که در آن زمان امیدها برای کشف حیات در منظومه شمسی به خصوص سیاره مریخ روز به روز کمتر میشد و مطالعات بر اقمار مشتری و اقمار زحل هنوز در حد گستردهای شروع نشده بود، امکان کشف سیارهای با شرایط شکلگیری حیات خارج از منظومه شمسی، ایدهای بس مهیج مینمود. جستجو برای یافتن سیارات فراخورشیدی آغاز شد و دیری نپایید تا نخستین سیاره فراخورشیدی که به دور ستاره ای مانند خورشید در حال گردش بود در سال 1995 کشف شد. کشف این سیاره سرآغازی بود برای جستجوی گستردهتر به دنبال پاسخی برای یکی از قدیمیترین، بنیادیترین و مهمترین سوالات ذهن بشر: آیا ما در جهان تنها هستیم؟ نخستین گام برای پاسخ به این سوال و یافتن حیات هوشمند در سایر سیارات، پیدا کردن گونههای سادهتر حیات مانند باکتریها و موجودات تک سلولی است. بدین منظور، یافتن سیاراتی که شرایط تکوین حیات را دارا باشند مهمترین ماموریت دانشمندانی است که در این زمینه تحقیق میکنند. علاوه بر این، دریافتن این مساله که آیا منظومه ما منظومهای منحصر به فرد است یا خیر نیز میتواند کمک شایانی به حل بزرگترین معمای بشر کند. از زمان کشف نخستین سیارات فراخورشیدی تا کنون بیش از 230 سیاره خارج از منظومه شمسی کشف شدهاند که عموما دارای شرایطی بسیار متفاوت از یکدیگرند. برخی سیارات غولپیکر و گازی و شبیه مشتری و برخی دیگر سیارات خاکی مانند سیارات داخلی منظومه شمسی هستند. برخی آنقدر به ستاره خود نزدیکند که همواره یک سمت خود را رو به ستاره میبینند و برخی آنقدر دور که امکان بروز و رشد حیات در آنها به حداقل میرسد. برخی از این سیارات به دور ستارگانی در حال گردشند که زندگی بر روی آنها را تقریبا ناممکن میسازد - مانند [[تپ اختر]]ها (پالسار) که [[ستاره نوترونی|ستارگان نوترونی]] در حال چرخش با [[میدان مغناطیسی|میدانهای مغناطیسی]] قوی و سرعتهای بالا هستند. فوران اشعههای گاما از سطح تپ اخترها به سیاراتی که در اطراف آنها در گردشند اجازه بروز و تکامل حیات را نمیدهد. تعداد سیارات فراخورشیدی روز به روز در حال افزایش است. در این جهان فراخ، گرچه کشف سیارات جدید دریایی از اطلاعات را در اختیار سیارهشناسان قرار میدهد، اما دانشمندان بیشتر به دنبال سیاراتی هستند که شرایط ایجاد حیات را دارا باشند.<br />
<br />
<br />
<br />
== مطالبی درباره احتمال وجود حیات در سیارات فراخورشیدی ==<br />
<br />
برای اینکه حیات بتواند در سیارهای به وجود آمده و تکامل یابد، آن سیاره باید در [[کمربند حیات]] منظومه خود قرار گرفته باشد.(تعریف کمربند حیات در ادامه بحث آمده است) به علاوه، چنانچه ستاره میزبان دارای شرایط زیر باشد، احتمال تشکیل و دوام حیات در آن بیشتر است: • سن ستاره باید بیشتر از 3 میلیارد سال باشد: سه میلیارد سال حداقل زمانی است که حیات میتواند در طی آن به وجود آمده و تکامل یابد. • جرم آن باید حداکثر 5/1 برابر جرم خورشید باشد: ستارگانی با جرم بالاتر گرچه هیدروژن و هلیوم بیشتری دارند اما ذخیره سوخت خود را با سرعت بیشتری به پایان میبرند و بنابراین عمر کوتاهتری دارند و به همین خاطر، فرصت لازم برای پیدایش و تکامل حیات را فراهم نمیکنند - حتی اگر سیاره یا سیاراتی در فاصله مناسبی از چنین ستارگانی قرار گرفته و شرایط خوبی برای ایجاد حیات داشته باشد. • عناصر سنگین موجود در ستاره باید حداقل 40 درصد عناصر موجود در خورشید باشند: سیارات خاکی اطراف ستارگانی که دارای میزان پایینی عناصر سنگین هستند تشکیل نمیشوند و تنها سیارات گازی که بر روی آنها امکان حیات وجود ندارد در چنین منظومههایی یافت میشوند. البته در سالهای اخیر منظومههای خورشیدی متعددی کشف شدهاند که یک یا چند شرط بالا را دارا نبودند، اما سیاراتی که در چنین منظومههایی کشف شدهاند باز هم از نظر دانشمندان شرایط ایجاد حیات را داشتهاند زیرا در کمربند حیات منظومه خود قرار داشتهاند. دلیل این امر آن است که بسته به قطر، جرم و نوع ستاره ای که در یک منظومه وجود دارد، کمربند حیات آن منظومه گستردهتر یا کوچکتر میشود.<br />
<br />
<br />
کمربند حیات یک منظومه به ناحیهای در اطراف آن اطلاق میشود که در آنجا انرژی دریافتی از ستاره نه خیلی زیاد و نه خیلی کم است و بنابراین درجه حرارت سیارهای که در این مکان قرار میگیرد برای شکلگیری آب مایع در سطح آن مناسب است. بر اساس نظریه سنتی، وجود آب مایع برای شکلگیری و دوام حیات ضروری است. اما امروزه دانشمندان به دلایلی که بعدا به آنها میپردازیم کمی محتاطانهتر در این رابطه اظهار نظر میکنند. اکنون میدانیم هر کجا آب مایع پیدا شود، حیات از نوعی که ما در سیاره خود میبینیم میتواند به وجود آید. بیشتر سیاره شناسان در این زمینه معتقدند پیدا کردن آب مایع نمیتواند به طور قطع وجود حیات در سیارهای را به اثبات برساند چرا که هیچ کس هنوز به طور قطع نمیداند حیات بر روی زمین چگونه به وجود آمده و آیا اصلا منشا آن خود کره زمین بوده یا خیر؟ اما با این وجود، این دانشمندان معتقدند سیارات خاکی که بر سطح آنها آب مایع وجود دارد و به دور ستارگان رشته اصلی (ستارگانی که در مرکز آنها همجوشی هستهای رخ میدهد) میگردند، بهترین مکان برای جستجو به دنبال فعالیتهای زیستی هستند، هر چند این مساله بدان معنا نیست که امکان وجود حیات در سیستمهای خورشیدی با شرایط متفاوت مورد بررسی قرار نگیرد. اوایل نیمه دوم قرن بیستم بود که مطالعات بیشتر بر نحوه شکلگیری، دوام و تکامل حیات موجب شد تا دانشمندان در دیدگاه سنتی خود تجدید نظر کنند و به جای محدود ساختن جستجو به دنبال حیات تنها در سیاراتی که به دور ستارگان رشته اصلی وجود دارند، امکان پیدایش حیات به دور سایر ستارگان و حتی اقمار سیارات را نیز بررسی کنند. ایده این امر زمانی مطرح شد که متخصصان علوم زیستی در دهه 1960 در مکانهایی از کره زمین مانند اعماق اقیانوسها، محیطهایی با دماهای بسیار پایین، فشار هوای به شدت بالا و یا حتی مکانهای بسیار خشک و بدون آب که شرایط حیات بسیار مشکل مینمود موفق به کشف هزاران گونه موجود زنده که بیشتر آنها از نوع تکسلولی یا باکتریها بودند، شدند. برخی از این موجودات حتی قادر به دوام در مقابل میزان بسیار بالایی تشعشعات گوناگون بودند و برخی دیگر برای دوام نیازی به اکسیژن و نور خورشید نداشتند. این امر موجب طرح ایدهای نوین در جامعه نجومی شد که بر اساس آن کاوشگران حیات دریافتند اگر حیات در شرایطی بسیار دشوار در همین کره خاکی میتواند به وجود آمده و دوام یابد، در جستجو به دنبال حیات به سادگی نمیتوان از کنار سیارات دیگری که شرایط آنها با شرایط معمول زمین بسیار متفاوت به نظر میرسد گذشت. حدود یک دهه بعد، فضاپیماهای [[وویجر]] ناسا بار دیگر کاوشگران حیات فرازمینی را که تصور میکردند تمامی احتمالات موجود جهانهایی که دارای شرایط حیات هستند را بررسی کردهاند به شدت متحیر ساختند. تصاویری که این دو فضاپیما از قمر مشتری، [[اروپا]]، در سال 1979 به زمین مخابره کردند نشان داد این قمر با وجود آنکه در کمربند حیات منظومه شمسی قرار ندارد، دارای مقادیر زیادی یخ بر سطح خود است. اما نکته جالب دیگری که در این تصاویر وجود داشت، سطح نسبتا هموار این قمر بود. بر خلاف ماه که بر سطح خود زخمهایی کهنه از برخوردهای سماوی دارد که همچنان به دلیل میزان بسیار ناچیز فعالیتهای زمینشناسی و فرسایش خاک تقریبا از هنگام برخورد بدون تغییر باقی مانده است، در تصاویر قمر مشتری اثرات زیادی از برخوردهای سماوی دیده نمیشد. به طور کلی هنگامی که یک جسم سماوی مانند سیاره، قمر، یا سیارک بر روی سطح خود نشانههای زیادی از برخوردهای سماوی ندارد، میتوان گفت یک یا چند مورد زیر در مورد آن صادق است:<br />
<br />
• مدت زمان زیادی از عمر آن جسم سماوی نمیگذرد و پوسته آن جوان است. به همین دلیل هنوز توسط اجرام مهاجم سماوی بمباران نشده است و یا چون پوسته هنوز در حال شکلگیری است، اثرات به جا مانده از برخوردهای اجرام سماوی دستخوش تغییر شدهاند.<br />
<br />
• آن جسم سماوی دارای فعالیتهای زمینشناسی مانند فعالیتهای آتشفشانی و حرکات زمینساختی است که موجب تغییر شکل پوسته در طی سالها میگردد. • آن جسم سماوی دارای جو است و به دلیل بارشهای جوی و جابجایی هوا در آن، خاک دچار فرسایش میشود.<br />
<br />
• در مرکز جسم سماوی، منبع تولید انرژی وجود دارد که موجب گرم شدن لایههای مختلف آن و تغییر شکل پوسته میگردد.<br />
<br />
سیاره شناسان میدانستند که قمر اروپا تقریبا به طور همزمان با سایر اجرام منظومه شمسی یا حداقل با اختلاف چند ده میلیون سال از آن به وجود آمده است؛ بنابراین اروپا یک قمر جوان محسوب نمیشود. به علاوه، از آنجا که پوسته اروپا برخلاف پوسته زمین که از مواد سنگی ساخته شده، پوشیده از یخ است، فعالیتهای زمینشناسی به نحوی که بر روی زمین شاهد آن هستیم نیز در سطح این قمر مشاهده نمیشد. از سوی دیگر، اروپا فاقد جو است، بنابراین نه فرسایش خاک در آن رخ میدهد و نه اجرام مهاجم پیش از برخورد با سطح قمر در لایههای جو سوخته و تبخیر میشوند. از طرفی، با توجه به فاصله نزدیک این قمر به سیاره خود یعنی مشتری که تنها 671 هزار کیلومتر است، انتظار میرفت اروپا به دلیل گرانش قوی مشتری که [[سیارک]]ها و [[شهابسنگ]]ها را به سوی خود جذب میکند، آماج حملات این تکه سنگهای مهاجم باشد. تمامی این عوامل موجب شد سیاره شناسان اعلام کنند که اروپا احتمالا در لایههای درونی خود دارای یک منبع تولید انرژی و حرارت است که موجب جریان آب مایع جایی حدود 15 کیلومتر پایینتر از خارجیترین لایه یعنی پوسته آن میشود. این جریان متداوم مایعات در زیر پوسته موجب بروز تغییرات در سطح آن و تغییر شکل دادن و پر شدن دهانههای برخوردی ناشی از تصادم شهابسنگها میگردد. سیارهشناسان با محاسبه تعداد دهانههای برخوردی که امروزه بر سطح اروپا دیده میشوند دریافتند که از عمر پوسته این قمر به طور متوسط 10 میلیون سال بیشتر نمیگذرد. بسیاری معتقدند گرمای قمر اروپا ناشی از پدیدهای است که به آن گرمایش جذر و مد گرانشی گفته میشود. پوسته تمامی اقمار منظومه شمسی از جمله قمر زمین تحت تاثیر نیروی گرانش سیارات خود مدام در حال تغییراند. این تغییرات اما در اغلب اقمار بسیار جزیی و در طی زمانهای کوتاه بسیار نامحسوس است. سطح اقمار در نتیجه این فرآیند منبسط و منقبظ میشود که این امر موجب بروز اصطکاک، تولید حرارت و گرم شدن آنها میگردد. طبیعی است که هرچه قمر به سیاره مادر خود نزدیکتر و هر چه آن سیاره دارای نیروی گرانش قویتری باشد، گرمای ناشی از جذر و مد گرانشی بیشتر است. البته اقمار منظومه شمسی نیز بر روی سیارات خود چنین تاثیر متقابلی میگذارند، اما به دلیل جرم کمتر و متعاقبا نیروی گرانش ضعیفتری که نسبت به سیارات خود دارند، چنین تاثیراتی عموما قابل چشم پوشی است. پیش از اعزام فضاپیماهای وویجر به ماموریت خود، دانشمندان تصور میکردند تمامی اقمار منظومه شمسی مانند قمر زمین جهانهایی مرده هستند که امکان بروز و دوام حیات بر روی آنها به هیچ وجه حتی قابل بررسی هم نیست. تصاویر جدیدی که وویجرها از اروپا در سال 1979 ارائه دادند ثابت کرد چنین دیدگاهی نادرست است و از آن پس اقمار سیارات نیز مورد توجه کاوشگران حیات قرار گرفتند. از آنجا که قمر اروپا خارج از کمربند حیات منظومه شمسی قرار داشت، دستاورد مهم دیگری که اطلاعات ارسالی وویجرها برای کاوشگران حیات دربرداشت این بود که آنان دریافتند جهانهایی که خارج از این محدوده و در فواصل زیادی از منبع اصلی تولید انرژی یک منظومه که ستاره آن است، قرار دارند نیز چنانچه دارای منابع حرارتی درونی باشد و در اثر فرایندهایی همچون گرمایش گرانشی یا زوال رادیواکتیو که در نیمکره جنوبی [[تیتان]]، قمر [[زحل]]، رخ میدهد، بتوانند انرژی مورد نیاز خود را تامین کنند باید در زمره مکانهایی با احتمال ایجاد شرایط حیات و حتی وجود آب مایع محسوب شوند. از آن زمان بود که در جستجو به دنبال حیات، اقمار سیارات گازی منظومه شمسی دیگر حتی از سیاره مریخ نیز بیشتر مورد توجه قرار گرفتند و مطالعات بیشتری در این زمینه بر روی این قمرها آغاز گردید. با گسترش دامنه این مطالعات به سیارات فراخورشیدی و اقمار آنها، بار دیگر تعداد جهانهای ناشناختهای که هر یک میتوانند شرایط بروز و تکامل حیات را ایجاد کنند رو به فزونی گذارد. تنها در کهکشان راه شیری بیش از 300 میلیارد ستاره وجود دارند. اگر 10 درصد آنها ستارگانی مانند خورشید باشند و نحوه شکلگیری منظومههای آنها شبیه به چگونگی شکلگیری منظومه شمسی باشد، در کهکشان ما باید 30 میلیارد سیاره گازی و به همین تعداد سیاره خاکی وجود داشته باشد. با در نظر گرفتن تنها مدل منظومهای شناخته شده یعنی منظومه شمسی، اگر فرض کنیم هر سیاره گازی دست کم 4 قمر و سیارات خاکی به طور متوسط هر یک تنها یک قمر داشته باشند، انتظار میرود حدود 150 میلیارد قمر در کهکشان ما وجود داشته باشد! همزمان سوال دیگری ذهن کاوشگران حیات را به خود مشغول ساخت: آیا تنها سیاراتی که به دور ستاره های رشته اصلی در گردشند سیارات قابل سکونت محسوب میشوند یا سایر گونههای ستاره ای مانند [[کوتوله قرمز|کوتولههای قرمز]] یا حتی غولهای قرمز نیز میتوانند چنین شرایطی را برای سیارات خود به وجود بیاورند؟ ستاره های کوتوله قرمز که به وفور در جهان یافت میشوند حدود 50 برابر کم فروغتر از خورشیدند و جرم آنها تقریبا یک پنجاهم جرم خورشید است. نگاهی اجمالی به دسته بندی ستارگانی که تا کنون در جهان کشف شدهاند نشان میدهد حدود 85 درصد کل ستارگان جهان را کوتولههای قرمز تشکیل میدهند. این ستارگان به دلیل جرم و درخشندگی پایین خود اصلا" در زمره میزبانان احتمالی سیاراتی با امکان پیدایش حیات به حساب نمیآمدند. یکی از مهمترین دلایل این امر آن است که کمربند حیات در چنین منظومههایی باید بسیار نزدیک به ستاره مادر باشد تا سیارهای که در این ناحیه قرار میگیرد بتواند میزان مناسب حرارت و انرژی را برای حفظ حیات بر روی خود دریافت کند. از سوی دیگر، یک سیاره در صورتی که در چنین فاصله نزدیکی از ستاره خود قرار گیرد، در تله گرانشی ستاره خود میافتد و همواره یک روی آن به سمت ستاره است در حالی که روی دیگر هیچگاه حرارت مستقیم ستاره را دریافت نمیکند. این پدیده که قفل مداری نام دارد هنگامی رخ میدهد که به دلیل فاصله کم دو کره سماوی با جرمهای متفاوت از یکدیگر و گرانش کره بزرگتر، طول حرکت وضعی جسم کوچکتر با مدت حرکت انتقالی آن به دور جسم دیگر برابر میشود. درست مانند قمر زمین که به دلیل قرار گرفتن در تله گرانشی سیاره مادر، همیشه یک روی خود را به زمین مینمایاند و ما هرگز قادر به دیدن نیمه دیگر ماه نیستیم. در چنین شرایطی، دما در نیمی از سیاره که همواره رو به ستاره مادر است به شدت زیاد و در نیمه دیگر آن به شدت کم خواهد بود به گونهای که حتی اگر این سیاره دارای آب هم باشد، حرارت ستاره در نیمی از آن موجب تبخیر آب و در نیم دیگر سبب انجماد آن میگردد. اما در سالهای اخیر مدلهای کامپیوتری نشان دادند که چنانچه چنین سیارهای دارای جوی با ضخامت مناسبی باشد، حرارت دریافتی از ستاره کوتوله قرمز میتواند از سمتی که رو به ستاره دارد به سمت دیگر منتقل و موجب متعادل شدن حرارت کل سیاره شود. این یافته نیز بار دیگر بر تعداد اجرام و منظومههایی که میتوانند از لحاظ ایجاد و پیدایش حیات مورد بررسی قرار گیرند افزود و این بار ستارگان کوتوله قرمز که همانطور که پیشتر اشاره شد بخش عمدهای از ستارگان جهان را به خود اختصاص دادهاند مورد توجه جستجوگران حیات قرار گرفتند. از آن پس، هر روز بر تعداد اخترشناسانی که معتقد بودند جستجو به دنبال حیات فرامنظومهای نباید به ستارگان رشته اصلی محدود شود رو به افزایش گذاشت تا اینکه سیاراتی که به دور غولهای قرمز میگردند نیز مورد توجه قرار گرفتند. غول قرمز ستاره ای است با قطری معادل 10 تا 100 برابر قطر خورشید که پیشتر خود در زمره ستارگان رشته اصلی قرار داشته، بدان معنا که در مرکز آن همجوشی هستهای به وقوع میپیوسته است. سرانجام با اتمام ذخیره هیدروژن در مرکز چنین ستارگانی و فشردهتر شدن آنها، همجوشی هستهای اتمهای هیدروژن در لایهای اطراف هسته آغاز شده، در اثر برهم خوردن تعادل میان لایههای گازی، ستاره شروع به انبساط میکند که در آن هنگام غول قرمز نامیده میشود. گرچه مرکز چنین ستارگانی بسیار فشرده و دارای دمای بالایی است، اما لایههای خارجی آنها در اثر انبساط دچار کاهش نسبی دما میشوند. چنین سرنوشتی حدود 5 میلیارد سال آینده در انتظار خورشید ما نیز هست. تک ستاره ما در آن هنگام به قدری بزرگ میشود که سیارات داخلی منظومه شمسی یعنی عطارد و زهره را میبلعد و تا نزدیکی زمین پیشروی میکند. در حال حاضر، یکی از موضوعاتی که ذهن اخترشناسان را به خود مشغول داشته، امکان وجود حیات بر سیاراتی است که به دور غولهای قرمز میگردند. بر اساس مطالعات اولیه، به نظر میرسد چنین مسالهای زیاد هم دور از واقعیت نیست، هر چند کمربند حیات یک منظومه با افزایش قطر ستاره و تغییر درخشش و دمای سطحی آن به نقطهای دورتر نقل مکان میکند. به عنوان نمونه، 2 میلیارد سال دیگر، زمین به دلیل تغییراتی که در دما و درخشندگی خورشید ایجاد خواهد شد، از کمربند حیات کنونی منظومه شمسی خارج میشود. کمربند حیات ستارگان غول قرمز در فاصله 1000 تا 3000 میلیون کیلومتری آنها قرار دارد، در حالی که کمربند حیات ستاره ای مانند خورشید که یک ستاره معمولی از دسته ستارگان رشته اصلی محسوب میشود، به ناحیهای در فاصله 140 تا 240 میلیون کیلومتری آن که تنها دربرگیرنده مدار زمین و [[مریخ]] است، اطلاق میشود. کشف سیارات فراخورشیدی در اطراف ستارگان رشته اصلی بسیار سادهتر از ردیابی سیارهای در اطراف یک غول قرمز است، چراکه گرچه کمربند حیات ستارگان رشته اصلی در فاصله نزدیکتری از ستاره خود قرار دارد، اما با توجه به اینکه درخشندگی سطحی غولهای قرمز عموما هزاران برابر بیشتر از ستارگان رشته اصلی است، سیاراتی که به دور آنها میگردند غالبا در نور ستاره مادر به سادگی قابل رصد نیستند. به عنوان نمونه، هنگامی که خورشید تبدیل به یک غول قرمز شود، قطر آن حدودا 100 برابر، اما درخشندگی سطحی ستاره ما به بیش از 1000 برابر درخشندگی فعلی خود خواهد رسید. بررسی امکان وجود و دوام حیات در اطراف چنین ستارگانی باز هم دایره جستجو به دنبال حیات را گستردهتر کرد. از سوی دیگر، از زمان کشف نخستین سیاره فراخورشیدی در سال 1990 تا کنون، سیارات متعددی خارج از منظومه شمسی کشف شدهاند که از نظر ساختار و همچنین منظومهای که در آن قرار گرفتهاند با یکدیگر بسیار متفاوتند. با وجود تنوع زیادی که در سیارات فراخورشیدی تا کنون مشاهده شده، دانشمندان بیشتر به دنبال سیاراتی هستند که از نظر ساختار، دما و سایر مشخصات تا حدی شبیه زمین باشند. برای این امر پاسخ به این سوال که آیا منظومه شمسی، منظومهای منحصر به فرد است یا خیر مسالهای است که مدتهاست ذهن منجمان را به خود مشغول کرده است.(<br />
<br />
==منبع==<br />
*ویکی پدیافارسی[http://fa.wikipedia.org/wiki/%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D8%B1%D9%87_%D9%81%D8%B1%D8%A7%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF%DB%8C]<br />
*www.isa.ir<br />
*سایتی با عنوان دانشنامه سیارات فراخورشیدی به زبان فارسی<br />
*http://exoplanet.eu/index.ir.php<br />
[[رده:علوم سیارهای]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%B1%D9%88%D8%A8%D8%A7%D9%87&diff=14836صورت فلکی روباه2013-05-04T11:08:25Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>[[File:Vulpecula constellation map.png|thumb|left|200px]]<br />
<br />
نام&nbsp;:صورت فلکی روباه<br />
<br />
نام لاتین&nbsp;: Vulpeculae<br />
<br />
اختصار&nbsp;: Vul<br />
<br />
[[میل]]&nbsp;:20 ساعت<br />
<br />
[[بعد]]: +25 درجه<br />
<br />
زمان رسیدن به [[نصف النهار]]&nbsp;: 19 شهریور<br />
<br />
مساحت: 278 درجه مربع<br />
<br />
<br/>صورت فلکی روباه در جنوب سنبله قرار دارد و از صورت های فلکی جدید محسوب میشود ، در سال 1690 توسط یوهانس هولیوس [[ستارهشناس]] آلمانی _ لهستانی بنیان گذاشته شد ،که البته نام انتخابی او برای این قسمت از آسمان "روباه با غاز "بود که کم کم غاز از آن حذف شد!صورت فلکی روباه [[ستاره]] درخشانی ندارد و تنها جرم معروف آن [[سحابی دمبل]] است.<br />
<br />
<br />
<br />
== ستارگان ==<br />
<br />
[[File:2d00px-VulpeculaCC.jpg|frame|left]]<br />
<br />
<br/>ستارگان این [[صورت فلکی]] زیاد درخشان نیستند و درخشان ترین آنها آلفای روباه با [[قدر]] 4.4و نوع [[طیف]]یM0است که در فاصله ی 85 [[سال نوری]] از ما قرار دارد،این [[ستاره]] یک دوتایی است با مولفه هایی باقدر 4.6 و 6 و [[جدایی زاویه ای]] 13.7[[ثانیه قوسی]].در این [[صورت فلکی]] چند [[ستاره دوتایی]] و و متغیر دیگر نیز یافت می شوند که زیاد درخشان نیستند.<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
== اجرام عمقی ==<br />
<br />
[[M27]] یا [[سحابی دمبل]] یک [[سحابی سیارهای]] ایست که در این [[صورت فلکی]] است و اندازه آن 8 دقیقه قوسی است و در فاصله ی 980[[سال نوری]] از ما قرار دارد ،دیگر اجرام عمقی این ناحیه شاملSH2- 88،NGC6820 وNGC 6885می شوند.<br />
<br />
<br/>[[File:22f0px-M27 - Dumbbell Nebula.jpg|frame|center]]<br />
<br />
[[File:2d50px-NGC 6885.png|frame|center]]<br />
<br />
== منبع ==<br />
<br />
*کتاب صورت های فلکی<br />
<br />
*ویکی پدیا انگلیسی<br />
<br />
{{صور فلکی}}<br />
<br />
[[Category:صور فلکی|صور_فلکی]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%DA%AF%D8%B1%D9%88%D9%87_%D9%85%D8%AD%D9%84%DB%8C&diff=14835گروه محلی2013-05-04T11:06:12Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>== خوشه محلی ==<br />
<br />
[[رده: کیهانشناسی]]<br />
گروه محلی یا خوشه کهکشانی محلی نام یکی از خوشههای کهکشانی است که [[منظومه شمسی]] و کره[[ زمین]] در آن واقع شدهاند. چنین به نظر می رسد که راه کاهکشان ([[کهکشان راه شیری]] ) یکی از اعضاء مجموعه ای از کهکشان ها موسوم به گروه محلی است.<br />
گروه محلی کهکشان ما فقط یکی از خوشه های کهکشانی بسیار متعدد است .گروه محلی مرکب از دست کم 28 عضو است که درون کره ای به شعاع تقریبی 3ملیون سال نوری واقع اند.10 درصد کهکشان های محلی [[کهکشان مارپیجی|مارپیچی]] ، 40 دصد [[کهکشان نامنظم|نامنظم]] و 50 درصد [[کهکشان بیضوی|بیضوی]] هستند.کهکشان راه شیری مرکز این گروه نیست بلکه به عنوان کمک برای تجسم فاصله ها تا اعضای گوناگون دیگر در مرکز نودار جای داد شده است.<br />
[[پرونده:Local_Group.JPG|قاب|چپ]]<br />
<br />
[[کهکشان]] ما در یک سر این مجموعه و [[M31]] ، کهکشان صورت امراةالمسلسله در سر دیگر. در این گروه ۲۳ کهکشان وجود دارد . درخشندگی بیشتر این کهکشان ها اندک است و تنها به دلیل نزدیکی آنها است که دیده می شوند .<br />
<br />
== مشخصات ==<br />
<br />
قطر آن ۱۰ میلیون [[سال نوری]] است [[جرم]] آن 12^10*1.29 برابر [[جرم]] [[خورشید]] تخمین زده میشود نزدیکترین [[خوشه کهکشانی]] به آن [[خوشه کهکشانی]] دوشیزه است.<br />
<br />
<br />
== اعضا ==<br />
خوشه کهکشانی محلی بیش از ۳۵ عضو دارد، چندی از آنها:<br />
<br />
[[کهکشان راه شیری]]<br />
<br />
[[کهکشان آندرومدا]]<br />
<br />
[[کهکشان سه گوش]]<br />
<br />
[[M110]]<br />
<br />
[[M32]]<br />
<br />
[[ابر ماژلانی کوچک]]<br />
<br />
[[ابر ماژلانی بزرگ]]<br />
<br />
[[منظومه حجار]]<br />
<br />
[[منظومه اسد I]]<br />
<br />
[[منظونه اسد II]]<br />
<br />
[[منظومه تنین]]<br />
<br />
[[منظومه دب اصغر]]<br />
{{-}}<br />
== منبع ==<br />
*[http://fa.wikipedia.org/wiki/%DA%AF%D8%B1%D9%88%D9%87_%D9%85%D8%AD%D9%84%DB%8C ویکیپدیا فارسی]<br />
*نجوم به زبان ساده<br />
*نجوم دینامیکی</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AC%D8%B3%D9%85_%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D9%87&diff=14834جسم سیاه2013-05-04T11:03:44Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>جسمی است که در تمام [[طول موج]] ها [[تابش]] می کند و اگر [[نور]]ی به آن تابیده شود بازتابی از آن رخ نمی دهد. می توان [[ستاره|ستارگان]] را با دقت بالایی جسم سیاه در نظر گرفت.<br />
با تقریب خوبی می توان یک جسم توخالی با سطح درونی کاملا بازتابی را که روزنه ی کوچکی برای ورود و خروج [[نور]] دارد یک جسم سیاه در نظر گرفت. تابشی که از راه این روزنه وارد جسم شود احتمال خیلی کمی دارد که از آن خارج شود. این تابش به طور پی در پی در سطوح درونی این جسم بازتاب می شود و در هر بازتاب مقداری از آن چذب خواهد شد. اگر از درون روزنه ی جسم به درونه آن نگاه کنیم سیاه خواهد بود. <br />
اگر جسم سیاه را داغ کنیم،از خود [[تابش الکترومغناطیسی]] خواهد داشت. [[طیف]] این تابش مستقل از جنس جسم سیاه است و فقط به [[دما]]ی آن وابسته خواهد بود. بررسی جسم سیاه و تفسیر دقیق آن به وسیله ی [[پلانک]] یکی از بنیان های [[نظریه]] ی [[مکانیک کوانتومی]] را پایه گذاری کرد. <br />
[[پرونده:Black body.svg|300px|thumb|left|در این تصویر طیف تابشی یک جسم سیاه در دماهای مختلف همراه با مقایسه ای از مدل فیزیک کلاسیک برای توضیح این پدیده نمایش داده شده است.]]<br />
<br />
[[رده:اخترفیزیک]]<br />
[[رده:فیزیک]]<br />
<br />
==مفهوم جسم سیاه==<br />
<br />
بر حسب تعریف، هر جسمی که فقط جزیی از انرژی تابشی را بتواند جذب کند و جزء دیگر را بازتاب<br />
داده و یا از خود عبور دهد، اصطلاحاً جسم حقیقی ( یا معمولی ) نامیده می شود. بررسی ها نشان داده است<br />
که در بین اجسام معمولی، سطح صیقلی فلزات (آینه) کمترین قدرت جذب انرژی تابشی ( حدود 6 درصد )<br />
را دارد و قسمت عمدة آن را بازتاب می دهد. بدیهی است که هر چه سطح جسم ناهموارتر باشد. مقدار<br />
بیشتری از انرژی تابشی را می تواند جذب کند.<br />
هر جسمی که بتواند در دمای معمولی، تمامی انرژی تابشهایی را که با هر طول موج و تحت هر زاویه<br />
ای که بر آن بتابد، جذب کند، اصطلاحاً جسم سیاه نامیده می شود. بدیهی است که هر گاه جسم سیاه در<br />
محیطی که دمای کمتری دارد. قرار گیرد، می تواند تمامی تابشهای جذب شده را نشر دهد. یعنی جسم سیاه<br />
هم جذب کنندة کامل و هم نشر دهندة کامل است. هر چند چنین جسمی ممکن است وجود خارجی نداشته<br />
باشد ولی تا حدی می توان به آن دسترسی پیدا کرد. در عمل برای دست یافتن به جسمی که تقریباً مانند<br />
جسم سیاه عمل کند، حفره ای در دیواره یک کوره که جدار داخلی آن کاملاً دوده اندود بوده و به تعداد<br />
زیادی از پره های دوده اندود مجهز باشد، ایجاد می کنند. در این صورت تقریباً 97 درصد انرژی پرتوهایی<br />
که به داخل آن حفره بتابند، جذب می شوند.<br />
==مفهوم تابش جسم سیاه==<br />
تابشهای گرمایی ( تابش زیر قرمز ) که طول موج آنها از طول موج تابشهای مرئی بزرگتر و انرژی آنها<br />
کمتر است و منحصراً بر اثر تحریک گرمایی اتم های جسم به وجود می آیند، تابش جسم سیاه نامیده می<br />
شود.<br />
چنین تابشی به ماهیت جسم یا منبعی که آن را از خود منتشر می کند، بستگی ندارد، بلکه به دمای<br />
آن جسم وابسته است. از آنجایی که این نوع تابشها، مرئی نبوده و در نتیجه، اگر منبع نورانی خارجی وجود<br />
نداشته باشد، جسمی که آنها را تابش می کند نیز دیده نمی شود و سیاه به نظر می آید، از این رو، اصطلاحاً<br />
تابش جسم سیاه نامیده شده است.<br />
بدیهی است با بالا رفتن دما، جسم سیاه می تواند تابشهایی با طول موج های کوتاهتری را منتشر<br />
کند. مثلاً در دماهای پائین تر از 1000 کلوین، فقط پرتوهای زیر قرمز تابش می شوند ( تابشهای گرمایی ) که<br />
دیده نمی شوند.<br />
بین 2000 تا 3000 درجه کلوین ( دمای کمان الکتریکی و رشته تنگستن ) پرتوهای مرئی نیز تابش<br />
می شود ولی تابشهای گرمایی شدت بیشتری دارد و جسم به رنگ سرخ دیده می شود. ولی بین دماهای<br />
4000 تا 6000 درجه کلوین ( دمای سطح خورشید ) علاوه بر پرتوهای زیر قرمز و مرئی، پرتوهای فرابنفش<br />
نیز تابش می شود و جسم به تدریج به رنگهای قرمز، نارنجی، زرد و سرانجام سفید دیده می شود.<br />
لومر 1 و پرینگشایم 2 ( در سال 1899 ) با انجام آزمایشها و بررسی نتایج حاصل از آنها توانستند<br />
نمودار تغییرات انرژی تابشی جسم سیاه یا جسم ملتهب را نسبت به طول موج ( طیف انرژی ) در دماهای<br />
مختلف طبق شکل زیر بدست آورند. با در نظر گرفتن اصول نظریة کلاسیک تابشهای الکترومغناطیسی،<br />
روند این نمودارها غیر منتظره و بسیاری از جنبه های آن غیر قابل توجیه بود. زیرا بر خلاف آنچه که براساس<br />
نظریة کلاسیک تابشهای الکترومغناطیس پیش بینی می شد، انرژی تابشی جسم سیاه، متناسب با توان<br />
فرکانس یعنی متناسب با عکس مجذور طول موج افزایش نمی یابد. بلکه در هر دما، به تدریج که طول موج<br />
کوتاهتر می شود، ابتدا انرژی تابشی افزایش یافته و پس از رسیدن به یک مقدار ماکزیمم، رو به کاهش می<br />
گذارد.<br />
نمودار های توزیع (طیف) انرژی تابشی یک جسم سیاه نسبت به طول موج در دماهای مختلف<br />
علاوه بر آن در هر دما، طول موجی که به ازای آن، انرژی تابشی جسم سیاه به مقدار ماکزیمم خود می<br />
رسد، کوتاهتر می شود.<br />
به منظور توجیه چنین روندهای غیر منتظره ای، روابطی ارائه شد که هیچ یک نمی توانستند مبنای<br />
درستی برای توجیه کامل روند نتایج تجربی مربوط به تابش جسم سیاه باشند. پلانک 3 ، به منظور ارائه یک<br />
زیر بنای نظری قابل قبول برای توجیه نتایج تجربی تابش جسم سیاه و جسم ملتهب در سال 1900 نظریة<br />
کاملاً تازه ای به شرح زیر بیان داشت که نظریة کوانتومی تابش نامیده شده است:<br />
بر خلاف نظریة کلاسیک، یک نوسان کننده، نمی تواند تمام مقادیر پیوسته انرژی را در برداشته باشد.<br />
بلکه باید قبول کرد که در هر شرایطی دارای مقدار مشخصی انرژی است. هر یک از این مقادیر مشخص<br />
) است. یعنی می توان نوشت: e انرژی، مضارب درستی از یک واحد بنیادی انرژی به نام کوآنتوم انرژی (<br />
E = ne<br />
عدد درستی است که عدد کوانتومی نامیده می شود و می توان تمام اعداد درست مثبت و صفر n که<br />
را به آن نسبت داد.<br />
هر نوسان کننده، فقط هنگامی می تواند مقداری از انرژی خود را تابش کند که دارای سطوح انرژی<br />
سقوط کند (E1) به سطح انرژی مجاز پایین تر (E2 ) مشخص و مجازی باشد و از یک سطح انرژی مجاز بالاتر<br />
که در این صورت، تفاوت انرژی دو سطح را به صورت یک کوانتوم انرژی تابش می کند، یعنی می توان نوشت:<br />
e = E2 - E1<br />
به ازای هر طول موج، یک کوانتوم مشخص تابش می شود که مقدار آن با عکس طول موج و یا با<br />
فرکانس تابش متناسب بوده و از رابطه زیر قابل محاسبه است:<br />
e = hv<br />
ثابتی است که به ثابت پلانک معروف شد. و مقدار آن برابر h فرکانس تابش و v که در آن<br />
6.626 است . این رابطه را با توجه به اینکه ´10-34 Js l<br />
است ،می توان به صورت زیر نوشت : v = c<br />
l<br />
e = hc<br />
که نشان می دهد، بر خلاف نظریة کلاسیک انرژی ، E = nhv : با توجه به روابط بالا، می توان نوشت<br />
تابشی با فرکانس تابش متناسب است ( نه با توان دوم آن )<br />
در توجیه پیوسته به نظر آمدن تابشهای [[الکترومغناطیس]]، [[پلانک]]، فرض کرد که هر نوسان کننده، یک<br />
کوانتوم انرژی متناسب متناسب با فرکانس خاص خود را تابش می کند. چون تعداد نوسان کننده ها در جسم<br />
تابش کننده، فوق العاده زیاد است و هر کدام با فرکانس معینی نوسان می کنند، امکان تابش تمام کوانتوم<br />
های قابل تصور به وسیلة جسم ملتهب یا جسم سیاه وجود دارد. از این رو، تابش آنها پیوسته به نظر می آید.<br />
در توجیه وجود ماکزیمم در نمودارها، پلانک فرض کرد که به ازای هر دما، فرکانس مناسبی (فرکانس<br />
غالب) وجود دارد که تعداد بیشتر ی از نوسان کننده ها با آن فرکانس نوسان می کنند. در نتیجه، انرژی<br />
تابش جسم سیاه عمدتاً شامل کوانتوم های مربوط به چنین فرکانسی خواهد بود، در صورتی که کوانتوم های<br />
کوچکتر و یا بزرگتر، امکان تابش کمتری دارند.<br />
در پاسخ به این پرسش که چرا با بالا رفتن دما، نقطه ماکزیمم در نمودارهای شکل، به سمت طول<br />
موجهای کوتاهتر جابجا می شود، پلانک فرض کرد که فرکانس نوسان کننده ها، از جمله فرکانس غالب<br />
نیز در جهت کوتاهتر شدن، جابجا می شود. (lmax ) افزایش یافته، طول موج نظیر آن<br />
در مورد شدت انرژی تابشی جسم سیاه، پلانک برخلاف طرفداران نظریة کلاسیک پیشنهاد کرد که<br />
این شدت با تعداد کوانتوم هایی که در واحد زمان از واحد سطح جسم تابش می شود متناسب است.<br />
<br />
==منبع==<br />
olympiad.roshd.ir</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%D9%BE_%D8%A7%D8%AE%D8%AA%D8%B1&diff=14833تپ اختر2013-05-04T10:58:35Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>[[Image:Pulsar schematic.svg|thumb|left|نمای شماتیک یک تپاختر. کره در وسط، ستاره نوترونی را نشان میدهد؛ خطوط منحنی نمایشگر خطوط میدان مغناطیسی است؛ مخروطهای کشیده از دو طرف، پرتوهای گسیلی را نمایش میدهند؛ و خط سبز محور چرخش ستاره را مشخص میکند.]] <br />
یک تپ اختر ([[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87|ستاره]] تپنده)، [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%20%D9%86%D9%88%D8%AA%D8%B1%D9%88%D9%86%DB%8C|ستاره نوترونی]] بسیار مغناطیسی و چرخندهای است که پرتوهای [[%D8%A7%D9%85%D9%88%D8%A7%D8%AC%20%D8%A7%D9%84%DA%A9%D8%AA%D8%B1%D9%88%D9%85%D8%BA%D9%86%D8%A7%D8%B7%DB%8C%D8%B3%DB%8C|امواج الکترومغناطیس]] از خود ساطع میکند. این امواج تنها وقتی مشاهده میشوند که پرتوهای ساطع شده درست به سمت [[%D8%B2%D9%85%DB%8C%D9%86|زمین]] باشند، تا حد زیادی شبیه به فانوسهای دریایی که تنها موقعی دیده میشوند که نور دقیقاً به سمت ناظر باشد، و دلیل تپش نور مشاهده شده نیز به همین موضوع مرتبط است. برخی از تپاخترها نیز پرتوهای ایکس تابش میکنند. [[ستاره نوترونی|ستاره های نوترونی]] در حقیقت بقایای هستهٔ ستارهٔ منفجر شدهای هستند که حجم کوچک و چگالی بسیار بالایی دارند. برای نمونه تپاختری به قطر ۲۰ کیلومتر ۱٫۵ برابر جرم خورشید را در خود جای دادهاست. تپ اخترها هنگام تولد دمایی در حدود چند میلیون درجه سلسیوس دارند و بلافاصله شروع به سرد شدن میکنند. نحوه و سرعت سرد شدن نیز به مواد تشکیل دهنده و چگالی آنها بستگی دارد. ستارگان نوترونی بسیار چگالاند، و دوره تناوب چرخشی کوتاهی دارند. به همین دلیل بین تپشها وقفهی بسیار کوتاهی ایجاد میشود که برای تپ اخترهای مختلف در محدوده میلی ثانیه تا ثانیه است.<br />
<br />
این دوره تناوبهای دقیق تپ اخترها، آنها را به ابزار مفیدی تبدیل میکند. رصدهای یک تپ اختر در یک منظومه دوتایی از ستاره های نوترونی، به طور غیر مستقیم برای اثبات وجود تشعشع گرانشی استفاده شد. اولین سیاره فراخورشیدی در کنار یک تپ اختر کشف شد، سیارهی PSR B1257+12. انواع خاصی از تپ اخترها، با ساعتهای اتمی در دقت نگه داشتن زمان رقابت میکنند.<br />
<br />
== نحوهٔ رصد تپ اخترها ==<br />
<br />
نخستین بار دو اختر شناس از دانشگاه کمبریج به نامهای جاسلین بل برنر و آنتونی هیوش در اواخر سال ۱۹۷۸ تپ اخترها را به صورت منابعی رادیویی کشف کرد که با فرکانس ثابتی روشن و خاموش میشدند. اکنون ما پر نورترین این اجرام را تقریباً در هر طول موجی از نور رصد میکنیم. هنگام دوران تپ اخترها فوارههایی از ذرات با سرعت نزدیک به [[%D8%B3%D8%B1%D8%B9%D8%AA%20%D9%86%D9%88%D8%B1|سرعت نور]] از قطبهای مغناطیسی آنها به بیرون جریان دارد. این فورانها باریکههایی بسیار قوی از نور تولید میکنند. همانطور که در کرهٔ زمین شمال مغناطیسی و شمال واقعی با هم تفاوت دارند، به دلیل مشابهی محورهای چرخشی و مغناطیسی یک تپ اختر نیز در یک امتداد نیستند. اگر این قطبها در راستای دید ما باشند با چرخش تند، تپ اخترها به صورت تپهای منظمی دیده میشوند. همانند یک کشتی در اقیانوس که فقط درخشهای منظمی از نور ساتع شده از یک فانوس دریایی را میبیند.<br />
<br />
== تپ اخترها با پرتو ایکس ==<br />
<br />
[[File:Crab Nebula.jpg|thumb|left|200px|سحابی خرچنگ.]] [[File:Crab Lucky video2.gif|thumb|left|200px|تپاختر در سحابی خرچنگ. این فیلم که در طول موج 800nm گرفته شده است، پالس اصلی را به همراه پالسهای ضعیفتر میانی نشان میدهد.]] برخی تپ اخترها پرتوهای ایکس تابش میکنند.[[%D8%B3%D8%AD%D8%A7%D8%A8%DB%8C%20%D8%AE%D8%B1%DA%86%D9%86%DA%AF|سحابی خرچنگ]] واقع در [[%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA%20%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C%20%D8%AE%D8%B1%DA%86%D9%86%DA%AF|صورت فلکی خرچنگ]] یک نمونه قطعی از [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%20%D9%86%D9%88%D8%AA%D8%B1%D9%88%D9%86%DB%8C|ستاره نوترونی]] است که در طی یک انفجار ابرنواختری شکل گرفتهاست و منبع عظیمی از پرتو ایکس است. تحقیقاتی که توسط ماهوارههای اشعه ایکس پیرامون ستاره های نوترونی صورت گرفته، حاکی از این است که در هر تپ اختر از دو نقطه اشعه ایکس گسیل میشود. ا.سطح ستاره چنان داغ است که از خود اشعه ایکس گسیل میکند.۲.ذرات باردار الکترو مغناطیسی که در میدان مغناطیسی تپ اختر وجود دارند هنگام حرکت در طول خطوط میدان از خود اشعه ایکس ساطع میکنند. نوع بسیار متفاوتی از تپ اخترها به وسیله تلسکوپ های پرتو ایکس در برخی دوتاییهای پرتو ایکس دیده شدهاست. در این مورد، یک ستاره نوترونی و یک ستاره معمولی منظومه ای دو تایی را تشکیل میدهند. نیروی گرانش شدید ناشی از ستاره نوترونی ماده را از ستاره معمولی به سمت آن میکشد. در این فرآیند، که برافزایش نام دارد، ماده چنان داغ میشود که تابش پرتو ایکس تولید میکند. تپهای پرتو ایکس وقتی دیده میشوند که نقاط داغ ستاره نوترونی چرخان در امتداد خط دید ناظر زمینی قرار بگیرند.<br />
<br />
== منبع ==<br />
*ویکیپدیا انگلیسی [http://en.wikipedia.org/wiki/Pulsar]<br />
*ویکیپدیا فارسی<br />
<br />
[[Category:اخترفیزیک]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B1%D9%88%D8%B2_%D9%82%D9%85%D8%B1%DB%8C&diff=14832روز قمری2013-05-04T10:56:05Z<p>Space: </p>
<hr />
<div><p style="text-align: justify;">مدت زمانی که طول می کشد تا [[زمین]] نسبت به [[ماه]] در موقعیت قبلی خود قرار بگیرد. چون ماه به دور زمین میچرخد، این روز طولانیتر از روز خورشیدی است - حدود 24 ساعت و 48 دقیقه. به همین دلیل است که [[جزرومد]] (کشند) هر روز در یک زمان رخ نمیدهد، چرا که ماه در ایجاد جزرومد بیشترین سهم را دارد [در مقایسه با خورشید]، و این در حالی است که هر روز در جای روز قبل خود در آسمان نیست.[1] {{-}} یک روز قمری ، مدت زمانیست که طول میکشد تا ماه یک چرخش کامل در محور خود را در ارتباط با خورشید کامل کند ، یا معادل است با زمانی که طول می کشد تا ماه یک گردش کامل را به دور زمین کامل کند و به همان حالت اول برگردد . این روز از ماه نو (محاق) تا ماه نو بعدی نشانه گذاری می شود . ماه نسبت به ستاره ها ، 27 روز و 7 ساعت و 43.2 دقیقه زمان (در مقیاس زمین) لازم دارد تا مدار خود را کامل کند . اما از آنجایی که سیستم زمین و ماه به دور خورشید حرکت می کند ، در عین حال ماه باید مسیر بیشتری را طی کند تا به حالت اولیه خود برسد .به طور میانگین این دوره تناوب هلالی 29 روز و 12 ساعت و 44 دقیقه و 3 ثانیه طول می کشد.به این دلیل که سرعت سیستم [[زمین]] و [[ماه]] به دور [[خورشید]] به خاطر خروج از مرکز مدار در طول سال کمی تغییر پیدا می کند ، این رقم یک رقم میانگین به شمار می رود .مدار ماه هم به خاطر آشفتگی گرانشی خورشید متحمل شماری از تغییرات دوره ای در مقدار میانگین خود می شود .</p><br />
== استفاده متناوب ==<br />
<br />
واژه روز قمری می تواند به دوره مابین طلوع های ماه در یک موقعیت مکانی خاص بر روی زمین هم اشاره کند . این دوره ، با توجه به این که ماه در همان مسیری که چرخش محوری زمین انجام می شود به دور زمین می چرخد، به طور معمول کمی طولانی تر از 24 ساعت روز زمینی است .<br />
<br />
== تقویم های قمری ==<br />
<br />
در برخی از تقویم های قمری از قبیل تقویم های هندو ، یک روز قمری به صورت 30/1 اُم یک ماه قمری یا زمانی که طول می کشد تا زاویه طولیِ مابین ماه و خورشید به اندازه 12 درجه افزایش پیدا کند، تعریف می شود . با این تعریف ، طول روزهای قمری عموماً تغییر می کنند . [2]<br />
<br />
<br />
<br />
== منابع ==<br />
<br />
1. کتاب &nbsp;Theory and Problems of Astronomy / نویسنده: STACY E. PALEN<br />
<br />
2. ویکی پدیا انگلیسی<br />
<br />
[[Category:علوم سیارهای|علوم_سیارهای]]<br />
[[رده:زمین]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%B3%D9%88%D8%B3%D9%85%D8%A7%D8%B1&diff=14831صورت فلکی سوسمار2013-05-04T10:53:16Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>صورت فلکی سوسمار (بزمچه) یک[[ صورت فلکی]] نسبتا جدید است.که در سال 1687 به وسیله ی ستاره شناس آلمانی ، یوهانس هولیوس برای پر کردن منطقه ی خالی بین [[صورت فلکی دجاجه|دجاجه]] و [[صورت فلکی آندرومدا|آندرومدا]] ، معرفی شده است. اولین بخش را سوسمار یا سمندر آبی نامید. بر خلاف اندازه ی کوچکش ، به لحاظ قرار گرفتن در لبه ی نوار [[کهکشان]] راه شیری، دارای اجرام عمیق بسیاری از نوع خوشه های باز میباشد.<br />
<br />
[[پرونده:Lacerta IAU.svg|600px|thumb|left|]]<br />
<br />
==موقعیت رصدی==<br />
<br />
در 18 مهر ماه به [[نصف النهار]] میرسد و مساحت این صورت فلکی کوچک چیزی برابر با 201 درجه مربع است.<br />
<br />
==ستاره ها==<br />
<br />
همه ی ستارگان این صورت فلکی از قدر 4 و ا بیشتر از 4 هستند.<br />
<br />
==اجرام عمق آسمان==<br />
<br />
NGC7209 در لبه ی غربی سوسمار در مرز دجاجه قرار گرفته و تشکیل یک خوشه ی باز 50 ستاره ای با قدر بین 9 تا 12 را میدهد.منطقه ی مورد پوشش آن به قطر 20 دقیقه قوسی و به فاصله ی 2900 [[سال نوری]] از ما است.NGC7243 هم خوشه ای باز با قدر 9 و دارای 40 ستاره است که در غرب آلفا ی سوسمار با قطر 20 دقیقه ی قوسی و 2800 سال نوری قرار گرفته است.<br />
<br />
<br />
<br />
==منبع==<br />
کتاب صورت های فلکی<br />
[[رده:صور فلکی]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AD%D8%AF_%D8%B1%D9%88%DA%86&diff=14753حد روچ2013-04-24T11:27:33Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>[[رده:اخترفیزیک]] <br />
<br />
== تعریف ==<br />
<br />
[[پرونده:Px-RochePotential.jpg|یک نمایش سهبعدی از پتانسیل روش در یک مجموعه ستاره دوتایی با نسبت جرم ۲، در دور قاب. محیط قطه مانند در پایین تصویر لب روش هر ستاره نام دارد. L1, L2 و L3 منطق کم عمق هستند طوری که نیرو از بیرون آمدنشان جلوگیری میکند. جرم میتواند به طور مستقیم جریان داشته باشد از ستاره همدم اول به سمت L1، اگر لب روش آن پر شده باشد.|چپ|قاب ]]<br />
<br />
حد روچ، که گاهی اوقات به عنوان شعاع روچ به آن اشاره می شود ، فاصله در محدوده ای است که یک جسم آسمانی ، تنها بوسیله جاذبه مختص به خودانسجام خود را حفظ میکند و به علت نیروهای [[جزر و مد]] یک جسم آسمانی دوم که بیشتر از حد خود جذبی گرانشی جسم آسمانی اول باشد متلاشی می شود . در حد روچ ،اجسام در حال چرخش تمایل دارند که پراکنده شده و به شکل حلقه در آیند ، در حالیکه در بیرون از این حد ، اجسام تمایل دارند که با هم یکی شوند.این اصطلاح از نام ادوارد روشه ستاره شناس فرانسوی گرفته شده است که برای اولین بار این حد نظری را در سال 1848 محاسبه کرد.<br />
<br />
حد روچ یا حد روشه به فاصلهای از یک جسم پر[[جرم]] مانند یک [[ستاره]] یا [[سیاره]] گفته میشود که در صورتی که جسمی مانند یک [[دنبالهدار]] که ذرات آن تحت اثر نیروی [[گرانش]] به هم چسبیدهاند، از آن فاصله به آن جسم نزدیکتر شود، به دلیل نیروهای [[جذر و مد]]ی تکه تکه خواهد شد. البته برای اجسامی که نیروی نگهدارنده بین ذرات آنها نیرویی غیر از گرانش باشد، میزان حد روشه تغییر خواهد نمود و یا اصلا وجود نخواهد داشت. مقدار حد روشه برای هر سیاره یا ستاره، به چگالی و شعاع خود آن و [[چگالی]] جسم نزدیک شونده ربط دارد.<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
فرض کنیم جسمی ازچند قطعه تشکیل شده است که نیروی گرانش این قطعات را کنار یکدیگر نگه داشته است(مانند یک دنباله دار)حال اگر این جسم به یک جرم بزرگ (مانند خورشید یا مشتری)نزدیک شود چه اتفاقی روی می دهد؟<br />
برای پاسخ به این سوال:<br />
<br />
۱. نیروی گرانش با مجذور فاصله رابطه عکس دارد.<br />
بنابراین هر چه فاصله کمتر باشد گرانش قوی تر است.<br />
<br />
2. وقتی جسم مورد نظر به جرم بزرگ نزدیک می شود.نیروی گرانشی که به سمت نزدیک وارد می شود بیشتر از گرانشی است که به سمت دور تر وارد میشود.<br />
<br />
[[پرونده:250dpx-Roche limit (with small mass u).svg.png|وسط|قاب|شکل شماتیک حد روچ]]<br />
<br />
3. اگر اختلاف بین این دو گرانش از نیروی گرانش بین اجزا جسم بیشتر باشد قطعات سازنده جسم از هم جدا میشوند.<br />
<br />
4. '''حد روچ: به کمترین فاصله از یک جرم بزرگ که اجزای جسم از هم نپاشد'''. به عنوان مثال برای یک[[ سیاره]] ( جرم بزرگ) و<br />
[[قمر]] آن (جسم) حد روچ به صورت زیر تعریف میشود:<br />
<br />
'''به کمترین فاصله ی یک قمر تا سیاره ی مادرش; بطوریکه قمر از هم نپاشد، حد روچ میگویند.''' برای یک قمر با جرم ناچیز و قافد کشش انبساطی که با سیاره اش هم چگالی است و در[[ مدار]]ی مدور به گرد آن می چرخد ، این فاصله، 2.44 برابر شعاع سیاره است ( برای ماه که چگالی اش کمتر از زمین است، این حد 2.9 برابر شعاع زمین است یعنی اگر قرار بود ماه به اندازه ای بیش از 18500 کیلومتر به مرکز زمین نزدیک شود، از هم می گسخت و به قطعات کوچکی تقسیم میشوند).<br />
<br />
رابطه حد روچ برای اجسام صلب به صورت زیر است :<br />
<br />
[[پرونده:Gddif.latex.gif|وسط]]<br />
<br />
در این رابطه PM چگالی سیاره و Pm چگالی قمر و R شعاع سیاره است. ولی هنگامی که جسم مورد نظر سیال و یا گازی باشد رابطه تغییر یافته و به صورت زیر است: <br />
<br />
[[پرونده:Gif.ldatex (1).gif|وسط]]<br />
<br />
در این فرمول :<br />
d: حد روچ <br />
R: شعاع سیاره ( جرم بزرگ)<br />
<br />
5. حلقه های اطراف زحل در حقیقت قطعات قمر با قمر های هستند که بیشتر از حد روچ به سیاره نزدیک شده و خورد شده اند. در این تصویر خط سبز نشان دهنده ی خط روچ است . مشاهده می شود که تقریبا تمامی حلقه های سیارات [[نپتون]]، [[اورانوس]]، [[زحل]] و [[مشتری]] داخل این حد قرار دارند. در عمل اما اقمار از جنس سنگ و یخ هستند و کشش انبساطی آنها مانع از هم پاشیدگی شان می شود . با این حال ، در هم شکستگی برخی اقمار در درون حد روچ برخی سیارات ، می تواند توضیح خوبی برای علت حلقه های سیاره ای باشد. این پارامتر را برای نخستین بار، ریاضیدانی فرانسوی به نام ادوارد روچ معرفی نمود.<br />
<br />
[[پرونده:Planet's rings.png|قاب|وسط]]<br />
<br />
<br />
6. در تصاویر زیر متلاشی شدن یک[[ قمر]] هنگام نزدیک شدن به حد روچ نمایش داده شده است.<br />
<br />
[[File:Roche limit (far away sphere).PNG|قاب|این صحنه از بالای صفحه مداری دیده می شود.دورتر از حد روچ، جرم به صورت کروی است.|وسط]]<br />
<br />
[[File:Roche limit (tidal sphere).PNG|قاب|با نزدیک شدن به حد روچ، جسم توسط نیروهای کشندی تغییر شکل می دهد.|وسط]]<br />
<br />
[[File:Roche limit (ripped sphere).PNG|قاب|در روی حد روچ، [[نیرو]]ی [[گرانش]] خود جرم باعث میشود که بیشتر از این تحمل نیروهای کشندی را نداشته باشد و جسم تجزیه شود.|وسط]]<br />
<br />
[[File:Roche limit (top view).PNG|قاب|همانطور که با فلش قرمز نشان داده شده، ذرات نزدیک تر سریعتر از ذرات دورتر حرکت میکنند.|وسط]]<br />
<br />
[[File:Roche limit (ring).PNG|قاب|تفاوت [[سرعت مداری]] ذرات باعث ایجاد یک حلقه میشود.|وسط]]<br />
<br />
برای مثال یکی از نظریات برای پیدایش حلقههای اصلی [[زحل]]، بیان میکند که اجسامی که به داخل حد روشه زحل رسیدهاند، از هم گسیختهاند و ذرات حلقه را شکل دادهاند. نمونه دیگری از اثر حد روشه، [[دنبالهدار]] معروف شومیکر لوی 9 است که در راه رسیدن به مشتری، با نزدیک شدن به [[مشتری]] ابتدا تکهتکه شد و سپس به سطح [[مشتری]] برخورد کرده و لکههای سیاهی روی آن به وجود آورد.<br />
<br />
7. برای اجسامی که [[نیرو]]ی نگهدارنده بین ذرات آنها نیرویی غیر از [[گرانش]] باشد، میزان حد روشه تغییر خواهد کرد و یا اصلا وجود نخواهد داشت. مقدار حد روشه برای هر [[سیاره]] یا [[ستاره]] ، به[[ چگالی]] و شعاع خود آن و چگالی جسم نزدیک شونده ربط دارد. <br />
<br />
<br />
==منبع==<br />
*نجوم دینامیکی<br />
*سایت فیزیک، اما ساده [http://faryadras-moj.blogfa.com/post-54.aspx]<br />
*امتیاز تصاویر:ویکی پدیاانگلیسی</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D9%87%DA%AF%D9%88%D8%B4&diff=14752صورت فلکی سیاهگوش2013-04-24T11:23:32Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>این صورت فلکی در سال 1687 به وسیله ی یوهانس هولیوس به وجود آمد ، تا قسمت های خالی جنوب غرب [[صورت فلکی دب اکبر|دب اکبر]] و صورت فلکی مجاور آن یعنی [[صورت فلکی شیر کوچک|شیر کوچک]] را که هم زمان برای آن نقشه تهیه می نمود، بپوشاند. او ستارگان ضعیف آن منطقه را وقتی معرفی کرد که نوشت: اگر بخواهیم آن ها را رصد کنیم باید چشمانی همچون سیاهگوش داشته باشیم و به همین لحاظ این مجموعه نام سیاهگوش یا گربه ی وحشی آسمان شب را به خود گرفت. هرچند که صورت فلکی سیاهگوش منطقه ی وسیعی از آسمان را میپوشاند اما دارای اجرام عمقی کمتری است که بتوان با تلسکوپ های آماتوری آن ها را دید. یکی از درخشنده ترین آن ها ستاره ی شماره 10 دب اکبر است که در کاتالوگ منتشر شده به وسیله ی جان فلامستید (John Flamsteed) در سال 1725 از آن به عنوان ستاره ای از صورت فلکی دب اکبر نام برده شده.<br />
<br />
[[پرونده:Lynx IAU.svg|300px|thumb|left|]]<br />
{{-}}<br />
==ستاره ها==<br />
ستاره آلفا سیاهگوش دارای [[طیف]] K7 III با قدر 1.3 و فاصله 165 [[سال نوری]] است. ستاره 38 سیاهگوش، دومین ستاره درخشان از نوع F5 V و قدر 4 به فاصله 46 سال نوری میباشد.<br />
<br />
<br />
==اجرام عمق==<br />
NGC 2683 یک کهکشان مارپیچی قدر 10 است که ما آن را در لبه این صورت فلکی می بینیم.<br />
<br />
[[پرونده:NGC 2683 Spiral galaxy.jpg|300px|thumb|left|]]<br />
{{-}}<br />
<br />
==منبع==<br />
کتاب صورت های فلکی<br />
<br />
[[رده: صور فلکی]]<br />
{{صور فلکی}}</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87_%D8%A7%DB%8C&diff=14751خوشه ستاره ای2013-04-24T11:18:13Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند تصویر}}<br />
خوشه های ستاره ای اجتماعی از[[ ستاره]] ها هستند که نیروی [[گرانش]] آن ها را به هم پیوند داده است.دو نوع خوشه می توانیم تعریف کنیم:[[خوشه باز]] و [[خوشه کروی]]<br />
<br />
تعداد ستاره های [[خوشه کروی]] عمدتاً بیشتر بوده و پیرتر نیز هستند.معمولاً در هاله ی [[کهکشان]] یافت می شوند.ولی بارز ترین ویژگی که این دو نوع را از هم جدا می کند فاصله ی بیشتر ستاره ها از هم در خوشه های باز است که در نهایت به علت اثرات گرانشی از هم دور می شوند.<br />
صرف نظر از نوع خوشه،تمام [[ستاره]] های عضو خوشه،سن و ترکیب تقریباً یکسانی دارند؛چون هم زمان به وجود آمده اند.البته وقتی با [[تلسکوپ]] یا [[دوربین دوچشمی]] به این خوشه ها نگاه می کنیم ممکن است ستاره هایی وجود داشته باشند که متعلق به این خوشه نباشند،که این امر را می توانیم از طریق جهت و [[سرعت]] ستاره ها در یابیم(ستاره های مربوط به یک خوشه اغلب جهت و [[سرعت]] نسبتاً یکسانی دارند).نکته ی دیگر در خصوصِ خوشه ها این که به علت همبستگی [[ستاره]] ها با هم،درخشان ترین ستاره ی خوشه از نظر ظاهری،در واقعیت(از حیث ِقدر مطلق)هم درخشان ترین آن هاست.مطالعه ی خوشه های ستاره ای در کشیدن نمودار h-r برای این خوشه ها مفید است که می توان فاصله ی آن ها را با مقایسه تخمین زد(چون تعداد کمی از خوشه های ستاره ای آن قدر به ما نزدیک هستند که بتوانیم فاصله ی آن هار ا از روش اختلاف منظر به دست آوریم)<br />
<br />
[[رده:اخترفیزیک]]<br />
<br />
خوشهٔ ستاره ای مجموعهای از ستارگان است که با نیروی گرانشی دوجانبه به یکدیگر پیوستهاند.<br />
<br />
ستارگان هر خوشه، همزمان و از یک ابر غبار و گاز زاده شدهاند و بنابر این سن و ترکیبشان مشابهاست، ولی نوع این ستارگان متفاوت است چون جرمهای متفاوتی دارند. چرخه حیاتی ستاره را جرم آن تعیین میکند. دو نوع خوشه وجود دارند: خوشه کروی و خوشه باز. خوشههای کروی پیرترند و در هالهای کروی پیرامون هسته کهکشان راه شیری قرار دارند ولی خوشههای جوانتر باز، در قرص کهکشان قرار گرفتهاند.<br />
<br />
==خوشههای باز==<br />
خوشه باز مجموعهای از ستارگان سست پیوند است که تعدادشان از کمتر از صد ستاره تا بیش از چند هزار متغیر است. تقریباً ۱۲۰۰ خوشه باز شناخته شده در کهکشانمان وجود دارند که همگی در قرص کهکشان واقعند. معمولاً آنها چند سال نوری پهنا دارند و شامل ستارگان گروه اول اند که جوان و فوق العاده درخشان هستند. سرانجام ستارگان خوشههای باز بخاطر اختلالات گرانشی ناشی از سایر اجرام موجود در کهکشان از یکدیگر دور میشوند.<br />
<br />
==خوشههای کروی==<br />
[[پرونده:M13.jpg|خوشه کروی در هرکول M13|چپ|قاب]]<br />
خوشهٔ کروی مجموعهای از ستارگان فشرده به یکدیگر است که تعدادشان از دهها هزار تا صدها هزار ستاره متغیر است. خوشههای کروی معمولاً دایرهای شکل بوده و تقریباً ۱۰۰ سال نوری پهنا دارد. ستارگان شان در مرکز خوشه متمرکز شدهاند. تقریباً ۱۵۰ خوشه کروی شناخته شده در کهکشان ما وجود دارد، که اکثرشان در هاله پیرامون هسته کهکشان قرار دارند. ستارگان خوشههای کروی، پیر و از ستارگان گروه دوم هستند.<br />
<br />
خوشههای کروی زمانی تشکیل شدند که کهکشان ابری کروی بود. هنگامی که کهکشان ما به شکل قرص درآمد، خوشههای کروی درونهالهای، پیرامون هسته باقی ماندند سپس خوشههای باز در داخل قرص تشکیل شدند. این خوشهها سوژههای مناسبی برای عکاسی نجومی میباشد.<br />
<br />
==نمونههایی از خوشهها==<br />
<br />
خوشه ستاره ای پروین (هفت خواهران [[M45]]): قدمت این خوشه باز ۵۰ میلیون سال است. با [[چشم غیر مسلح]]، بصورت مجموعهای از ۶ یا۷ ستاره به نظر میآید. تلسکوپ آشکار میکند که آن شامل صدها ستارهاست.<br />
<br />
مسیه ۱۳ ([[M13]])در صورت فلکی هرکول: عرض این خوشه ۱۶۰ سال نوری است، شامل صدها هزار ستاره است که با جاذبه در کنار همدیگر نگه داشته شدهاند. دیرینگی بسیاری از ستارگانش به ۱۰ م. میرسد.<br />
==منبع==<br />
ویکی پدیا فارسی</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87_%D8%A7%DB%8C&diff=14750خوشه ستاره ای2013-04-24T10:58:54Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند تصویر}}[[پرونده:M13.jpg|خوشه کروی در هرکول M13|چپ|قاب]]<br />
خوشه های ستاره ای اجتماعی از[[ ستاره]] ها هستند که نیروی [[گرانش]] آن ها را به هم پیوند داده است.دو نوع خوشه می توانیم تعریف کنیم:[[خوشه باز]] و [[خوشه کروی]]<br />
<br />
تعداد ستاره های [[خوشه کروی]] عمدتاً بیشتر بوده و پیرتر نیز هستند.معمولاً در هاله ی [[کهکشان]] یافت می شوند.ولی بارز ترین ویژگی که این دو نوع را از هم جدا می کند فاصله ی بیشتر ستاره ها از هم در خوشه های باز است که در نهایت به علت اثرات گرانشی از هم دور می شوند.<br />
صرف نظر از نوع خوشه،تمام [[ستاره]] های عضو خوشه،سن و ترکیب تقریباً یکسانی دارند؛چون هم زمان به وجود آمده اند.البته وقتی با [[تلسکوپ]] یا [[دوربین دوچشمی]] به این خوشه ها نگاه می کنیم ممکن است ستاره هایی وجود داشته باشند که متعلق به این خوشه نباشند،که این امر را می توانیم از طریق جهت و [[سرعت]] ستاره ها در یابیم(ستاره های مربوط به یک خوشه اغلب جهت و [[سرعت]] نسبتاً یکسانی دارند).نکته ی دیگر در خصوصِ خوشه ها این که به علت همبستگی [[ستاره]] ها با هم،درخشان ترین ستاره ی خوشه از نظر ظاهری،در واقعیت(از حیث ِقدر مطلق)هم درخشان ترین آن هاست.مطالعه ی خوشه های ستاره ای در کشیدن نمودار h-r برای این خوشه ها مفید است که می توان فاصله ی آن ها را با مقایسه تخمین زد(چون تعداد کمی از خوشه های ستاره ای آن قدر به ما نزدیک هستند که بتوانیم فاصله ی آن هار ا از روش اختلاف منظر به دست آوریم)<br />
<br />
[[رده:اخترفیزیک]]<br />
<br />
خوشهٔ ستاره ای مجموعهای از ستارگان است که با نیروی گرانشی دوجانبه به یکدیگر پیوستهاند.<br />
<br />
ستارگان هر خوشه، همزمان و از یک ابر غبار و گاز زاده شدهاند و بنابر این سن و ترکیبشان مشابهاست، ولی نوع این ستارگان متفاوت است چون جرمهای متفاوتی دارند. چرخه حیاتی ستاره را جرم آن تعیین میکند. دو نوع خوشه وجود دارند: خوشه کروی و خوشه باز. خوشههای کروی پیرترند و در هالهای کروی پیرامون هسته کهکشان راه شیری قرار دارند ولی خوشههای جوانتر باز، در قرص کهکشان قرار گرفتهاند.<br />
<br />
==خوشههای باز==<br />
خوشه باز مجموعهای از ستارگان سست پیوند است که تعدادشان از کمتر از صد ستاره تا بیش از چند هزار متغیر است. تقریباً ۱۲۰۰ خوشه باز شناخته شده در کهکشانمان وجود دارند که همگی در قرص کهکشان واقعند. معمولاً آنها چند سال نوری پهنا دارند و شامل ستارگان گروه اول اند که جوان و فوق العاده درخشان هستند. سرانجام ستارگان خوشههای باز بخاطر اختلالات گرانشی ناشی از سایر اجرام موجود در کهکشان از یکدیگر دور میشوند.<br />
<br />
==خوشههای کروی==<br />
خوشهٔ کروی مجموعهای از ستارگان فشرده به یکدیگر است که تعدادشان از دهها هزار تا صدها هزار ستاره متغیر است. خوشههای کروی معمولاً دایرهای شکل بوده و تقریباً ۱۰۰ سال نوری پهنا دارد. ستارگان شان در مرکز خوشه متمرکز شدهاند. تقریباً ۱۵۰ خوشه کروی شناخته شده در کهکشان ما وجود دارد، که اکثرشان در هاله پیرامون هسته کهکشان قرار دارند. ستارگان خوشههای کروی، پیر و از ستارگان گروه دوم هستند.<br />
<br />
خوشههای کروی زمانی تشکیل شدند که کهکشان ابری کروی بود. هنگامی که کهکشان ما به شکل قرص درآمد، خوشههای کروی درونهالهای، پیرامون هسته باقی ماندند سپس خوشههای باز در داخل قرص تشکیل شدند. این خوشهها سوژههای مناسبی برای عکاسی نجومی میباشد.<br />
<br />
==نمونههایی از خوشهها==<br />
<br />
خوشه ستاره ای پروین (هفت خواهران [[M45]]): قدمت این خوشه باز ۵۰ میلیون سال است. با [[چشم غیر مسلح]]، بصورت مجموعهای از ۶ یا۷ ستاره به نظر میآید. تلسکوپ آشکار میکند که آن شامل صدها ستارهاست.<br />
<br />
مسیه ۱۳ ([[M13]])در صورت فلکی هرکول: عرض این خوشه ۱۶۰ سال نوری است، شامل صدها هزار ستاره است که با جاذبه در کنار همدیگر نگه داشته شدهاند. دیرینگی بسیاری از ستارگانش به ۱۰ م. میرسد.<br />
==منبع==<br />
ویکی پدیا فارسی</div>Spacehttp://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=14746کهکشان رادیویی2013-04-22T10:57:21Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>کهکشان های رادیویی و بستگانشان، [[کوازار]]ها و [[بلازار]]ها نوعی [[کهکشان فعال]] هستند که در طول موج های رادیویی، بسیار درخشان هستند، حداکثر [[درخشندگی]] آن ها 39^10 وات بین 10MHz تا 100GHz می باشد.<br />
گسیل امواج رادیویی به خاطر فرآیند سنکروترون است.ساختار مشاهده شده در گسیل امواج رادیویی به وسیله ی بر هم کنش بین فواره های [[گاز]]ی دو گانه و محیط بیرونی تعیین میشود که توسط تابش های نسبیتی اصلاح شده است. اکثر کهکشان های میزبان صرفاً [[کهکشان بیضوی|کهکشان های بیضوی]] بزرگ هستند. کهکشان های فعال با طول موج بلند رادیویی 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 . اخیرا کارهای زیادی بر روی اثرات این اجرام در محیط بین کهکشانی به ویژه در خوشه ها و گروه های کهکشانی انجام شده است.<br />
<br />
برخی از کهکشان ها امواج بسیار قوی رادیویی از خود گسیل میکنند . در حقیقت از نظر رده بندیاین کهکشان ها جزء اجرام<br />
انفجاریرده تقسیم بندی میشوند .<br />
برایتوجیه این میزان انرژی نظریه های زیادی وجود دارد که اولین آن ها احتمال بر خورد دو کهکشان به یکدیگر است ولی با<br />
توجه به نسبت میزان اندازه ستارگان دوکهکشان و فاصله میان آنها احتمال تولید چنین نیروییبدون در نظر گرفتن گرد و غبار<br />
میان ستاره اینزدیک به صفر است برای درک بهتر این موضوع کهکشان خودمان را در نظر بگیرید قطر کهکشان ما 100.000<br />
سال نوری است و نوری که از نزدیکترین کهکشان به ما میرسد 2.5 میلیون سال در راه بوده است یعنی نسبت فاصله دو کهکشان<br />
به قطرشان حدود 20 برابر است اکنون فاصله خورشید تا نزدیکترین ستاره به آن ، یعنی آلفا قنطورس ، را در نظر بگیرید می بینیم<br />
این فاصله 30 میلیون برابر قطر [[خورشید]] است به عبارت دیگر احتمال اینکه دو ستاره به هم بر خورد کنند خیلی کمتر از احتمال<br />
برخورد دو کهکشان است .و با برسی میزان انرژی تولید شده توسط برخورد این ابرهای گاز و غبار در صورتی که میزان آنها خیلی<br />
بیشتر از ستارگان آن کهکشان ها باشد باز هم برای توجیه این انرژی دچار مشکل خواهیم بود.<br />
حالت دیگر این است که ممکن است هر دو کهکشان در مرکز خود دارای [[سیاهچاله]] باشند در این صورت با ادغام این دو کهکشان<br />
این دو سیاهچاله هم ادغام میشوند و باعث بوجود آمدن کهکشان های فعال میشوند البته کهکشان های رادیویی فقط همراه با<br />
کهکشان های بیضوی دیده می شوند نه با مارپیچیها. از نشانه هاییکه برای تایید این نظریه میتوان به آن اشاره کرد وجود تعداد<br />
زیادی کهکشان بیضوی در مجموعه های کهکشانی پرتراکم است . واضح است که چنین خوشه هایی که در آنها ازدحام کهکشانی<br />
وجود دارد احتمال برخورد بالا تر است .در خوشه کهکشانی گیسو که در فاصله 300 ملیون [[سال نوری]] از ما قرار دارد 85 درصد<br />
کهکشان های مرئی خوشه را کهکشان های بیضوی تشکیل میدهند در قلب این خوشه دو کهکشان بیضوی غول پیکر قرار دارد که<br />
گرانش آنها بر تمامی خوشه غلبه دارد [[خوشه سنبله]] هم که نزدیکتر است به طور عمده از بیضوی ها تشکیل شده است در قلب این<br />
خوشه هم سه هیولای بیضوی حاکم بر این خوشه اند پهنای هر کدام از این غول ها حدود دو میلیون سال نوری است یعنی20<br />
برابر قطر کهکشان خودمان . اما از طرف دیگر بیشتر مارپیچی ها در خوشه هایی که تراکم کمتری دارند و بنا بر این احتمال<br />
برخورد کهکشان ها هم کمتر است یافت میشوند .<br />
نظریه دیگر بر مبنای برخورد ماده و پاد ماده است می دانیم در جهان ما تمام پدیده های اطراف ما ماده نام دارد ولی نوع دیگری<br />
از آن وجود دارد که [[پاد ماده]] یا ضد ماده خوانده می شود. مثلا در مورد [[پرتون]] ذره بنیادی دیگری کشف شده است که از نظر<br />
تمام خواص کاملا مشابه آن است و فقط از نظر بار الکتریکی منفی است و هنگام بر خورد آن ها با هم، هردو از بین میروند و فقط<br />
انرژی آنها باقی میماند .البته این ماده تاکنون فقط در آزمایشگاه ها تولید شده است بر اساس این نظریه اگر یک کهکشان از ماده<br />
با یک کهکشان ضد ماده بر خورد کند حاصل فقط مقدار زیادی انرژی میتواند باشد. به هر حال هیچ منطق دقیقی برای توجیه<br />
انرژی زیاد آنها نیست و دانشمندان هنوز در حال بررسی بر روی این کهکشان های انفجاری هستند .<br />
[[رده:کیهانشناسی]]<br />
{{-}}<br />
== منبع ==<br />
*ویکی پدیای انگلیسی<br />
*دانشنامه ستارهشناسی</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D8%B1%D9%87_%D8%AA%D8%A7%D8%A8&diff=14738سیاره تاب2013-04-14T20:24:32Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>{{تکمیلی}}پدیده سیاره تاب یا planetshine هنگامی رخ میدهد که نور [[خورشید]] به [[سیاره]] ای برخورد کند و سپس از روی آن بازتابیده شود و باعث روشن شدن قسمت تاریکی از اقمار آن[[سیاره]] شود. یکی از نمونه های سیاره تاب،[[زمین]] تاب است، زمانی که [[ماه نو]] است از زمین قابل مشاهده است. سیاره تاب را میتوان در هر جای [[منظومه شمسی]] مشاهده کرد بهویژه اخیرا کاوشگر فضایی کاسینی توانست برای تهیه بخشی از تصاویر خود از قمرهای زحل حتی در مواقعی که نور خورشید به آنها نمیرسید از پدیده کیوانتاب استفاده کند. <br />
<br />
[[File:Earthshine diagram.svg|قاب|نموداری از سیاره تاب|وسط]]<br />
<br />
== زمین تاب ==<br />
<br />
زمین تاب را می توان وقتی [[ماه]] جوان و نازک است مشاهده کرد. در هنگامی که بخشی از [[ماه]] تاریک است عوارضی از سطح [[ماه]] در سمت تاریک دیده میشود،علت این موضوع بازتاب نور [[زمین]] بر روی قسمت تاریک [[ماه]] است. مهتاب پدیده مقابل زمین تاب است.یعنی نور [[خورشید]] از روی [[ماه]] بازتابیده شده و به [[زمین]] میرسد.<br />
<br />
[[File:Earthshine.jpg|thumb|زمین تاب بازتابی از ماه به هنگام مقارنه با سیاره زهره|چپ]] <br />
<br />
{{-}}<br />
<br />
<br />
== حلقه تاب ==<br />
برخی از سیارهها همچون زحل دارای حلقههایی در پیرامون خود هستند و زمانی که نور خورشید توسط این حلقهها به سطح سیاره یا ماههای آن سیاره بازتابیده بشود به این پدیده حلقهتاب گفته میشود. این پدیده در بسیاری از عکسهای گرفته شده توسط کاوشگر فضایی کاسینی مشاهده شدهاست.<br />
<br />
[[پرونده:Saturn eclipse crop.jpg|thumb|حلقهتاب سیاره زحل در حالتی که کاوشگر کاسینی (تصویربردار) در این سو و خورشید در آن سو (در پشت) این سیاره قرار گرفتهاست.]]<br />
{{-}}<br />
[[رده:علوم سیارهای]]<br />
[[رده:نجوم رصدی]]<br />
<br />
==منبع==<br />
ویکی پدیا انگلیسی [http://en.wikipedia.org/wiki/Planetshine]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A7%D9%86%D8%B1%DA%98%DB%8C_%D9%85%DA%A9%D8%A7%D9%86%DB%8C%DA%A9%DB%8C&diff=14737انرژی مکانیکی2013-04-14T20:24:23Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>{{نوشتار خرد}}<br />
[[رده:فیزیک]]<br />
<br />
انرژی مکانیکی [[پرونده:Emec.gif]] یک دستگاه برابر است با مجموع [[انرژی پتانسیل]] U و [[انرژی جنبشی]] K جسمهای درون آن و یا توانایی انجام کار. <br />
<br />
اگر جسمی در خلاف جهت نیروی کل وارد شده بر آن حرکت کند، انرژی پتانسیل افزایش می یابد و اگر تندی(نه سرعت)یک جسم تغییر کند، انرژی جنبشی آن نیز تغییر می کند.<br />
<br />
اجسام اگر در حال حرکت باشند و یا اگر در موقعیتی نسبی نسبت به وضعیت انرژی پتانسیلِ صفر قرار داشته باشند، دارای انژی مکانیکی هستند. <br />
== اصل پایستگی انرژی مکانیکی ==<br />
<br />
دستگاه منزوی دستگاهی است که در آن هیچ نیروی خارجی [[انرژی]] دستگاه را تغییر نمیدهد. اگر فقط [[نیرو]]های پایستار در داخل یک دستگاه منزوی کار انجام دهند، آنگاه انرژی مکانیکی دستگاه نمیتواند تغییر کند. این اصل پایستگی انرژی مکانیکی است و یاهر گاه از اصطکاک یا مقاومت هوا صرفنظر شود انرژی مکانیکی پایسته میماند یعنی انرژی مکانیکی جسم در نقطه اول با نقطه دوم برابر است. و چنین نوشته میشود:<br />
<br />
[[پرونده:E_mec.gif|وسط]]<br />
<br />
انرژی مکانیکی به یکی از انواع متمایز [[انرژی]] نسبت به دیگر انواع [[انرژی]] مثل انرژی [[الکترومغناطیس]]ی ، هستهای ، اتمی و یا شیمیایی است. که همیشه با مکان حرکت یا حرکت ماده یا جسم مادی سر و کار دارد. انرژی مکانیکی به دو صورت ''جنبشی'' و ''پتانسیل'' هستند. <br />
<br />
<br />
== منبع ==<br />
مبانی فیزیک هالیدی-جلد اول-مکانیک و گرما<br />
<br />
دانشنامه رشد<br />
<br />
ویکی پدیا انگلیسی<br />
<br />
کلاس فیزیک[http://www.physicsclassroom.com/class/energy/u5l1d.cfm]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%B4%DB%8C%D8%B1_%DA%A9%D9%88%DA%86%DA%A9&diff=14704صورت فلکی شیر کوچک2013-04-09T17:43:16Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>این یکی از صورت فلکی های قرن های اخیر (حدود سال 1687) میباشد که برای پر کردن بخشی از آسمان شمالی که در یونان به اسم "بیشکل ها" به مفهوم "شکل نگرفته" یا "بدون شکل" معروف بوده ، به وجود آمده است.<br />
<br />
تصور میشود که این [[ستاره]] ها نزد اعراب باستانی ، نشان دهنده ی غزال بوده است.این ستارگان در روایات قومی مردم چین گاهی با ستارگان صورت اصلی اسد نزدیک میشدند تا با هم یک صورت فلکی عظیم اژدها مانند را بسازند و در پاره ای دیگر از نقش و نگار های کهن ، به صورت ارابه در نظر گرفته شده است. ستاره های کم فروغ شیر کوچک در بین دو صورت فلکی مشخص : [[صورت فلکی اسد|اسد]] در جنوب و [[صورت فلکی دب اکبر|دب اکبر]] در شمال واقع شده است. در مجموع ستارگان این صورت فلکی ، تنها یک ستاره آن هم بتا دارای حرف یونانی میباشد.<br />
<br />
<br />
==ستاره ها==<br />
<br />
ستاره 46 شیر کوچک، درخشان ترین ستاره از این صورت فلکی با [[قدر]] 3.8 است. [[طیف]] مخصوص آن در گروهK0 III-IV و به فاصله 75 سال نوری است. ضمنا ستاره بتا با قدر 4.2 به عنوان دومین ستاره درخشان در صورت فلکی شیر کوچک است. نوع طیف آن G8 III-IV و در فاصله 100 سال نوری تا زمین قرار گرفته است.<br />
<br />
<br />
==اجرام عمق==<br />
<br />
در این صورت فلکی کهکشان های قدر 10 و یا بالا تر فراوان وجود دارد.<br />
==موقعیت رصدی==<br />
<br />
این صورت فلکی متعلق به ماه فروردین میباشد و زمان رسیدن آن به مدار [[نصف النهار]] 21 فروردین ماه است. مساحت این صورت فلکی 232 درجه مربع از آسمان را پوشش میدهد.<br />
<br />
==منبع==<br />
*کتاب صورت های فلکی<br />
<br />
[[رده:صور فلکی]]</div>Spacehttp://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=14703کهکشان کوتوله2013-04-09T17:33:58Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>'''کهکشان کوتوله (Dwarf galaxy)'''<br />
<br />
[[پرونده:Dwarf galaxy.jpg||چپ|قاب]]<br />
<br />
[[کهکشان]]ی که کوچکتر با تعداد ستاره های کمتر وبطور ذاتی ضعیف تر از [[کهکشان مارپیچی|کهکشانهای مارپیچی]] و بیضوی می باشد.در یک تعریف عمومی کهکشانهایی که [[قدر]] مطلق دیدگانی آنها کمتر(ضعیف تر) از 18- باشد.با این تعریف ابرهای ماژلانی کوتوله نمی باشند ولی بقیه کهکشانهای خوشه محلی که مارپیچی نیستند کوتوله به حساب می آیند.<br />
<br />
کهکشانهای کوتوله بیشتر شبه کروی و یا نامنظم هستند ومعمولا" بصورت چندتایی اطراف کهکشانهای بزرگتر دیده می شوند.این کهکشانها در شکل گیری ابتدایی کیهان نقش مهمی داشته اند.کهکشان های کوتوله درخشندگی بسیار بالایی در حدود 1000 برابر تا 10 میلیون برابر درخشندگی [[خورشید]] را دارند.<br />
تعداد کهکشانها کوتوله عالم 7 هزار میلیارد تخمین زده شده است.دست کم 22 تا از این کهکشانهای کوتوله به دور [[کهکشان راه شیری]] می گردند.<br />
<br />
<br />
<br />
== انواع کهکشان های کوتوله ==<br />
<br />
1.کهکشانهای کوتوله بیضوی (dE) <br />
<br />
2.کهکشانهای کوتوله کروی (dSph)<br />
<br />
3. کهکشانهای کوتوله نامنظم (dI)<br />
<br />
4.کهکشانهای کوتوله مارپیچی (dSA)<br />
<br />
5.کهکشانهای کوتوله مارپیچی میله دار (dSB)<br />
<br />
<br />
== مطالعه بر روی کهکشان های کوتوله ==<br />
<br />
در سال 2008 دانشمندان با بررسی 18 کهکشان کوتوله با استفاده از[[تلسکوپ]] کک در هاوایی و ماژلان در چین و با هدف اندازه گیری جرم کهکشانهای کوتوله، داده های بسیاری را بدست آوردند.<br />
<br />
آنها با تحلیل نور [[ستاره]] ها در هر [[کهکشان]] توانستند سرعت [[ستاره]] ها را تخمین بزنند، سرانجام یا استفاده از این سرعتها [[جرم]] هر یک را بدست آوردند.محققان انتظار داشتند که جرم هر [[کهکشان]] متفاوت باشد.آنها تصور می کردند که کهکشانهای پرنورتر جرم بیشتر و کهکشانهای کم تورتر جرم کمتری دارند ولی در کمال تعجب کهکشانهای کوتوله جرم یکسانی به اندازه 10 میلیون برایر جرم [[خورشید]] داشتند.ظاهرااین مقدار جرم کمترین مقدار جرم لازم برای شکل گیری کهکشانها می باشد.<br />
<br />
<br />
<br />
== ماده تاریک و کهکشان های کوتوله ==<br />
<br />
با تحیل و بررسی نور [[کهکشان]] های کوتوله که بدور [[کهکشان راه شیری]] در گردش اند، دانشمندان باور دارند که حداقل وزن کهکشان ها با حجم 10 میلیون برابر خورشید را کشف نموده اند. این حجم می تواند کمترین حجم شناخته شده ذرات "توده ساختمانی" مرموز و نامرئی بنام ماده تاریک باشد. ستارگانی که در داخل این نوع توده های ساختمانی زاده می شوند، با هم یکجا شده و بصورت [[کهکشان]] ها در می آیند. دانشمندان در مورد ذرات میکروسکوپی و کوچک [[ماده تاریک]]، اطلاعات زیادی ندارند با آن هم ماده تاریک پنج ششم کل ماده در کائنات را تشکیل می دهد.<br />
{{-}}<br />
== منابع ==<br />
<br />
*پارس اسکای <br />
*[http://en.wikipedia.org/wiki/Dwarf_galaxy کهکشان کوتوله]<br />
*http://www.astro.uu.se/~ns/mwsat.html<br />
*دانشنامه ستارهشناسی <br />
<br />
<br />
[[رده:کیهانشناسی]]</div>Spacehttp://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=14701کهکشان کوتوله2013-04-09T17:30:09Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>'''کهکشان کوتوله (Dwarf galaxy)'''<br />
<br />
[[پرونده:Dwarf galaxy.jpg||چپ|قاب]]<br />
<br />
[[کهکشان]]ی که کوچکتر با تعداد ستاره های کمتر وبطور ذاتی ضعیف تر از [[کهکشانهای مارپیچی]] و بیضوی می باشد.در یک تعریف عمومی کهکشانهایی که [[قدر]] مطلق دیدگانی آنها کمتر(ضعیف تر) از 18- باشد.با این تعریف ابرهای ماژلانی کوتوله نمی باشند ولی بقیه کهکشانهای خوشه محلی که مارپیچی نیستند کوتوله به حساب می آیند.<br />
<br />
کهکشانهای کوتوله بیشتر شبه کروی و یا نامنظم هستند ومعمولا" بصورت چندتایی اطراف کهکشانهای بزرگتر دیده می شوند.این کهکشانها در شکل گیری ابتدایی کیهان نقش مهمی داشته اند.کهکشان های کوتوله درخشندگی بسیار بالایی در حدود 1000 برابر تا 10 میلیون برابر درخشندگی [[خورشید]] را دارند.<br />
تعداد کهکشانها کوتوله عالم 7 هزار میلیارد تخمین زده شده است.دست کم 22 تا از این کهکشانهای کوتوله به دور [[کهکشان راه شیری]] می گردند.<br />
<br />
<br />
<br />
== انواع کهکشان های کوتوله ==<br />
<br />
1.کهکشانهای کوتوله بیضوی (dE) <br />
<br />
2.کهکشانهای کوتوله کروی (dSph)<br />
<br />
3. کهکشانهای کوتوله نامنظم (dI)<br />
<br />
4.کهکشانهای کوتوله مارپیچی (dSA)<br />
<br />
5.کهکشانهای کوتوله مارپیچی میله دار (dSB)<br />
<br />
<br />
== مطالعه بر روی کهکشان های کوتوله ==<br />
<br />
در سال 2008 دانشمندان با بررسی 18 کهکشان کوتوله با استفاده از[[تلسکوپ]] کک در هاوایی و ماژلان در چین و با هدف اندازه گیری جرم کهکشانهای کوتوله، داده های بسیاری را بدست آوردند.<br />
<br />
آنها با تحلیل نور [[ستاره]] ها در هر [[کهکشان]] توانستند سرعت [[ستاره]] ها را تخمین بزنند، سرانجام یا استفاده از این سرعتها [[جرم]] هر یک را بدست آوردند.محققان انتظار داشتند که جرم هر [[کهکشان]] متفاوت باشد.آنها تصور می کردند که کهکشانهای پرنورتر جرم بیشتر و کهکشانهای کم تورتر جرم کمتری دارند ولی در کمال تعجب کهکشانهای کوتوله جرم یکسانی به اندازه 10 میلیون برایر جرم [[خورشید]] داشتند.ظاهرااین مقدار جرم کمترین مقدار جرم لازم برای شکل گیری کهکشانها می باشد.<br />
<br />
<br />
<br />
== ماده تاریک و کهکشان های کوتوله ==<br />
<br />
با تحیل و بررسی نور [[کهکشان]] های کوتوله که بدور [[کهکشان راه شیری]] در گردش اند، دانشمندان باور دارند که حداقل وزن کهکشان ها با حجم 10 میلیون برابر خورشید را کشف نموده اند. این حجم می تواند کمترین حجم شناخته شده ذرات "توده ساختمانی" مرموز و نامرئی بنام ماده تاریک باشد. ستارگانی که در داخل این نوع توده های ساختمانی زاده می شوند، با هم یکجا شده و بصورت [[کهکشان]] ها در می آیند. دانشمندان در مورد ذرات میکروسکوپی و کوچک [[ماده تاریک]]، اطلاعات زیادی ندارند با آن هم ماده تاریک پنج ششم کل ماده در کائنات را تشکیل می دهد.<br />
{{-}}<br />
== منابع ==<br />
<br />
*پارس اسکای <br />
*[http://en.wikipedia.org/wiki/Dwarf_galaxy کهکشان کوتوله]<br />
*http://www.astro.uu.se/~ns/mwsat.html<br />
*دانشنامه ستارهشناسی <br />
<br />
<br />
[[رده:کیهانشناسی]]</div>Spacehttp://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=14699سحابی بازتابی2013-04-09T17:22:43Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>[[سحابی]] ها ابر های عظیمی از گاز و غبار اند که در در سه دسته کلی تقسیم بندی می شوند: [[سحابی نشری]] (سحابی های سیاره نما را می توان در زیر مجموعه این دسته قرار داد)، سحابی بازتابی و [[سحابی تاریک]]. این که یک سحابی به کدام یک از این دسته ها مربوط است مستقیما به ویژگی های [[ستاره]] های داخل آن بستگی دارد. <br />
<br />
اگر ابری از غبار ، نزدیک یک ستاره روشن باشد، نور ستاره را پخش میکند . بدین ترتیب برخی میتوان ابرهای مجزای غبار را به صورت سحابیهای بازتابی روشن کرد. حدود ۵۰۰ سحابی بازتابی شناخته شده است.<ref name="multiple1"> کتاب مبانی ستارهشناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاهعلی </ref> اگر ستاره های داخل سحابی، از رده بندی طیفی B سرد تر باشند (کمتر از 23000 درجه کلوین)، آنقدر [[گرما]] ندارند که همانند ستارگان [[سحابی نشری]]، ماده اطراف خود را یونیده کرده و موجب گسیل نور و گرما از آن باشند؛ بلکه سحابی و مواد اطراف [[نور]] خود ستاره را تنها بازتاب می کنند. مقدار نوری که از این سحابی ها می تابد بسیار کم نور است و به همین علت رصد این سحابی ها بسیار دشوار و معمولا غیر ممکن است.<br />
<br />
<br />
در ساله ۱۹۲۲ ، ادوین هابل یک تحقیق بنیادی پیرامون سحابیهای روشن در راه شیری را منتشر کرد. به دنبال مشاهدات گسترده نورسنجی و عکاسی ، او توانست به ۲ رابطه ی جالب دست یابد . نخست او دریافت که سحابی نشری ، تنها نزدیک ستارههای با رده طیفی قبل از B0 به وجود می آیند؛ در حالی که سحابیهای بازتابی ، نزدیک ستارههای رده طیفی B1 و بعد از آن یافت می شود.دوم اینکه ، هابل رابطهای را بین اندازه ی زاویه سحابی ،R ، و قدر ظاهری ستاره روشن کنند ،m ، کشف کرد:<br />
<br />
[[پرونده:Nebl.JPG|وسط]]<br />
<br />
بنابر این ستاره هرچه روشن تر باشد ، قطر زاویه سحابی بازتابی، بیشتر است.معمولا اندازه سحابی در نوردهی طولانی تر افزایش مییابد،چرا که مناطق ضعیف تر نیز ظاهر می شوند. بنابر این R را باید متناظر با یک حد معین از درخشندگی سطحی تعریف کرد. مقدار ثابت در رابطه ی هابل به این درخشندگی سطحی معین بستگی دارد.<br />
<br />
<br />
میتوان رابطه هابل را به صورت نظری نیز به دست آورد.بدین منظور باید فرض شود که روشنی ابر غبار، به صورت معکوس متناسب است با مجذور فاصله تا ستاره روشن کنند؛ و اینکه توزیع ابرها در فضا یکنوخت می باشد.از رابطهٔ نظری هابل ، عبارتی برای ثابت سمت راست نیز به دست می اید. این ثابت به آلبدو و تابع فاز دانهها مربوط می شود.<br />
<br />
مشاهداتی که بر روی سحابیهای بازتابی انجام گرفته نشان می دهد که آلبدوی دانههای بین ستاره ای نسبتا بالا است. البته هنوز با این شیوه امکان یافتن مقدار دقیق عددی میسر نشده است ، چرا که فاصلهٔ بین سحابیها و ستارههای روشن کننده ی آن ها به خوبی معلوم نیست.<br />
در سحابیهای تاریک که آنقدر به یک سطح نزدیک نیستند که دیده شوند، این امکان نیز وجود دارد که درخشندگی سطحی آنها را به عنوان سحابیهای بازتابی در نظر گرفت. این سحابی ها می توانند نور پراکنده ی ستارگان راه شیری را بازتابش نمایند.<ref name="multiple1"> کتاب مبانی ستارهشناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاهعلی </ref><br />
<br />
[[پرونده:Untitled.jpg|سحابی اطراف ستاره مروپ؛ یک سحابی بازتابی در [[خوشه پروین]]. عکس از امیرحسین ابوالفتح|وسط|قاب]]<br />
<br />
در خیابانها در کنار تیرهای چراغ برق نیز هنگامی که مه وجود داشته باشد می توان ناظر مدل زمینی سحابی های بازتابی بود. مه اطراف چراغها بطور مستقیم هیچ نوری از خود ساطع نمی کند بلکه این نور لامپ ها است که آن را روشن وقابل مشاهده از فواصل دور کرده است. <br />
<br />
<br />
[[پرونده:reflection.nebula.arp.750pix.jpg|بندانگشتی|200px|سحابی بازتابی سر جادوگر یا [[آیسی ۲۱۱۸]] در فاصله حدود ۹۰۰ [[سال نوری]] که در نزدیکی ستاره [[رجلالجبار]] قرار دارد و نور آن را منعکس میکند]] <br />
<br />
در این سحابی ها مقدار توان بازتابندگی شدیدا با کاهش [[طول موج]] افزایش می یابد بنابراین سحابیهای بازتابی معمولا آبی رنگ به نظر می رسند. سحابی [[خوشه ی پروین]] و سحابی سر جادوگر از این نوع سحابی ها هستند.بیشترین سحابی بازتابی در نزدیکی خوشه پروین و ستاره غول قلب العقرب دیده میشود.[[قلب العقرب]]، خود به وسیله ی یک سحابی بازتابی قرمز و بزرگ احاطه شده است.<ref name="multiple1"> کتاب مبانی ستارهشناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاهعلی </ref><br />
<br />
این سحابی توده ای از ابرهای گازی سرد است که نور نزدیک ترین ستاره یا خوشه ستاره را منعکس میکند.از انجا که در فضای ابر غباری قابلیت پراکنده شدن نور ابی بیشتر از نور قرمز است.این سحابی ها بیشتر به رنگ ابی دیده میشوند.سحابی خوشه پروین و سحابی زیبای گل رز از نوع بازتابی هستند<br />
<br />
==منبع==<br />
*کتاب نجوم به زبان ساده/انتشارات گیتاشناسی/نوشته مایر دگانی/ترجمه محمدرضا خواجه پور<br />
*کتاب اسرار کیهان/نویسنده:بهنام محمدپناه<br />
*<references/><br />
*وب سایت www.haftaseman.ir<br />
<br />
[[رده:نجوم رصدی]]<br />
[[رده:اخترفیزیک]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%81%D9%88%D8%A8%D9%88%D8%B3&diff=14698فوبوس2013-04-09T17:14:33Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>فوبوس در معنی یعنی ترس؛ اما در ستارهشناسی یکی از دو [[قمر]][[ سیاره]] چهارم[[ منظومه شمسی]] یعنی [[مریخ]] است. این قمر بزرگ ترین قمر مریخ است و بزرگ ترین بعد آن 27 کیلومتر میباشد. فوبوس نخستین بار توسط منجم آمریکایی، آساف هال (Asaph Hall) در 18 اوت 1877 کشف شد و بعد ها [[فضاپیما]]ی وایکینگ تصاویری از این قمر به زمین ارسال کرد. <br />
<br />
از جمله ویژگی های جالب این قمر، مدت زمان یک دور چرخش آن به دور مریخ است که برابر با تنها 7 ساعت و 39 دقیقه می باشد. از آنجا که این زمان کوتاه تر از یک دور گردش مریخ به دور خودش می باشد، فوبوس بر خلاف تمام اجرام آسمان مریخ از غرب به شرق حرکت می کند. <br />
<br />
[[پرونده:Orbits of Phobos and Deimos.gif|وسط]]<br />
<br />
بر اساس نظریات موجود، این قمر مریخ نیز همانند قمر دیگر یعنی دیموس، از [[کمربند سیارکی]] جدا شده و بر اثر گرانش مریخ به دام آن افتاده است. <br />
<br />
یکی از جذابیت های سطحی فوبوس بزرگ ترین دهانه برخوردی سطحش یعنی استیکنی با قطر حدود 10 کیلومتر است.<br />
[[پرونده:Phobos vik1 r1.jpg|تصویر فوبوس که توسط فضاپیمای وایکیبگ از فاصله نزدیک آن گرفته شده است. در این عکس دهانه برخوردی استیکنی به وضوح قابل تشخیص است.|وسط|قاب]]<br />
{{-}}<br />
== نگاهی سه بعدی به فوبوس ==<br />
<br />
کاوشگر مدارگرد اکتشافی مریخ با گرفتن دو تصویر با فاصلهی زمانی ده دقیقه از فوبوس، قمر مریخ، و ترکیب آن دو با یکدیگر موفق به تهیهی تصویری سه بعدی از این قمر شده است.<br />
<br />
مریخ دو قمر کوچک دارد. فوبوس قمر داخلیتر به قطر 22 کیلومتر و «[[دیموس]]» (Deimos) قمر کوچکتر به قطر 12 کیلومتر است. فوبوس برای دانشمدان جالبتر است چون احتمالا یخ آب و مواد غنی از کربن در آن فراوانند.<br />
<br />
[[پرونده:1537920587113477105611217021920986235215.jpg|قاب|وسط]]<br />
<br />
تصاویری که به وسیلهی «دوربین با توان تفکیک بالا»(HiRiSE) تهیه شده میتواند اطلاعاتی درباره منشا و تکامل فوبوس در اختیار دانشمندان قرار دهد.<br />
<br />
دوربین مذکور که بر روی مدارگرد اکتشافی مریخ نصب است، قادر به تهیه تصویر در کانالهای آبی، سبز، قرمز و رنگهای نزدیک به فروسرخ است. مدارگرد اکتشافی با سرعت 12480 کیلومتر بر ساعت در فاصله 250 تا 316 کیلومتری از سطح مریخ به گرد آن میچرخد. هنگام برداشت نخستین عکس، MRO 6800 کیلومتر از فوبوس فاصله داشت. در چنین فاصله ای قدرت تفکیک دوربین 6/8 (هشت و شش دهم) متر بر پیکسل است و میتواند عوارضی تا قطر 20 متر را شناسایی کند. در برداشت عکس دوم که 10 دقیقه بعد انجام شد، فاصله MRO از فوبوس 5800 کیلومتر و قدرت تفکیک دوربین 15 متر بود.<br />
<br />
[[پرونده:166337105224100145184771917413716948183212.jpg|قاب|وسط]]<br />
<br />
<br />
سطح برخوردی فوبوس خراشیده و شیار خورده است و در دیواره دهانههای بزرگ آن زمینلغزشهایی مشاهده میشود. بزرگترین عارضه سطح فوبوس گودال «استیکنی» (Stickney) به قطر 9 کیلومتر است. این گودال حاصل برخوردی است که تقریبا قمر را خرد کرده است. ترکیب داده های حاصل از طولموجهای مختلف تصویر برداری شده نشان میدهد که دیواره استیکنی آبیتر از بقیه قسمتهای فوبوس است. در صورتی که سطح فوبوس هم مثل سطح ماه باشد، رنگ آبیتر به این معنا است که مواد در این قسمت تازهتر هستند و هنوز به اندازه بقیه قسمتهای فوبوس در معرض فضای باز قرار نگرفتهاند.<br />
<br />
<br />
<br />
مدار گرد CRISM نیز سال گذشته تصاویری از قمرهای مریخ تهیه کرده است. با ترکیب این تصاویر و تصاویر HiRISE دانشمندان میتوانند نقشه کانیها و نوع خاک قمرها را به دست بیاورند.<br />
<br />
[[پرونده:20731281831231631771441557111811855211108142.jpg|قاب|وسط]]<br />
<br />
== اقمار مریخ ==<br />
<br />
<br />
فوبوس و دیموس هم مثل ماه در گرانش سیاره مادر قفل شدهاند و همواره یک سوی آنها به سمت مریخ است. به عقیده دانشمندان این دو قمر کوچک و تاریک شاید [[سیارک]]هایی از کمربند سیارکی و غنی از کربن مریخ- مشتری باشند که به دام گرانش مریخ افتادهاند.<br />
<br />
<br />
<br />
==منبع==<br />
*کتاب نجوم و فضا/انتشارات طلایی<br />
*کتاب نجوم به زبان ساده/انتشارات گیتاشناسی/نوشته مایر دگانی/ترجمه محمدرضا خواجه پور<br />
*سایت تبیان [http://www.tebyan.net]<br />
<br />
[[رده:منظومه شمسی]]<br />
[[رده:علوم سیارهای]]<br />
[[رده:قمر]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D8%A7%D8%B3%D8%A8_%DA%A9%D9%88%DA%86%DA%A9&diff=14694صورت فلکی اسب کوچک2013-04-09T16:58:41Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>[[پرونده:202116220193252343181182991911531184119228.jpg||چپ|قاب]]<br />
<br />
*نام :صورت فلکی اسب کوچک <br />
<br />
*نام لاتین:Equuleus<br />
<br />
*اختصار:Equ<br />
<br />
*معادل عربی : قطعة الفرس <br />
<br />
*بعد :21 ساعت<br />
<br />
*میل: 10 درجه<br />
<br />
*زمان رسیدن به نصف النهار:29 شهریور <br />
<br />
*مساحت:72 درجه مربع<br />
<br />
<br />
== رصد==<br />
[[پرونده:2d56px-EquuleusCC.jpg||چپ|قاب]]<br />
<br />
<br />
جایگاه اسب کوچک بین دماغ اسب بالدار در شرق و [[صورت فلکی دلفین]] در غرب است.این [[صورت فلکی]] دومین صورت فلکی از لحاظ کوچکی در منطقه می باشد.از انجا که این [[صورت فلکی]] کوچک و فاقد ستارگان درخشنده است لذا پیدا کردن آن سخت بوده و در نتیجه کمتر مورد توجه قرار گرفته است.<br />
<br />
==افسانه و تاریخچه ==<br />
<br />
<br />
به نظر میرسد که این [[صورت فلکی]] را دو قرن قبل از میلاد هیپارکوس ستارهشناس یونانی نامگذاری کرده باشد در حالی که قرن ها در نوشته های نجومی نامی از ان برده نشده.نام او را احتملا به این دلیل معادل اسب کوچک گذاشته اند تا تمایزی با صورت فلکی مجاور خود بعتی [[صورت فلکی اسب بالدار]] داشته باشد.<br />
<br />
<br />
گویا این صورت فلکی ناپیدا و کم اهمیت برادرزاده پگاسوس، اسب بالدار معروف است و او فرزند سلاریس است. سلاریس همان اسبی بود که هرمس، ایزد بازرگانی و سخنوری و دزدی به کاستور، برادر دوقلوی پولوکس هدیه داده بود و ایکیولیوس، کره سلاریس، به دلیل خدماتش در آسمان قرار گرفت.<br />
ایکیولیوس نیز به نام یک نوع آلت شکنجه متشکل از چند سیخ یا میله نوک تیز است که وسیله مخصوص شکنجه در قرون وسطی یوده است.<br />
به نظر می رسد که این صورت فلکی را هیپارک( هیپارخوس، ابرخس) ، ستارهشناس یونانی، دو قرن قبل از میلاد، نامگذاری کرده باشد، در حالی که قرن ها در نوشته های نجومی نامی از آن برده نشد. نام او را احتمالا به این دلیل اسب کوچک گذاشته اند که قابل تمایز از صورت فلکی مجاور خود، یعنی اسب بالدار یا فرس اعظم باشد. دومین صورت فلکی از لحاظ کوچکی، در منطقه البروج است. گفتنی است که فقط [[صورت فلکی صلیب جنوبی]] از آن کوچک تر است. از آن جا که این صورت فلکی، کوچک و فاقد ستارگان درخشنده است پیدا کردنش سخت بوده در نتیجه کم تر مورد توجه قرار گرفته است.<br />
<br />
==ستاره ها==<br />
الفای [[صورت فلکی]] سر اسب کوچک به نام نیر قطعه الفرس است که در عربی معنای قسمتی از اسب را میدهد.طیف آن از نوع G0 III قدرش 9ر3 و فاصله اش با ما معادل 150 سال نوری است.<br />
<br />
بتا و دلتا اسب کوچک از دیگر ستارگان این [[صورت فلکی]] است .<br />
<br />
==اجرام عمقی اسمان==<br />
<br />
دارای جرم عمقی نمی باشد.<br />
<br />
==منبع==<br />
*کتاب صورت فلکی/مترجم:احمد دالکی<br />
<br />
*ویکی پدیا انگلیسی <br />
<br />
*کتاب افسانه های یونانی و صورت های فلکی <br />
<br />
<br />
<br />
[[رده:صور فلکی]]<br />
{{صور فلکی}}</div>Spacehttp://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=14632سحابی بقایای ابر نواختر2013-04-05T07:20:10Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>[[file:M1.jpg|سحابی خرچنگ - [[M1]]{{-}} این سحابی در [[صورت فلکی ثور]] قرار دارد که در سال 1054 مشاهده شد.سحابی یک منبع قوی رادیویی نیز هست. منبع انرژی آن، [[ستاره نوترونی]] است که در مرکز [[سحابی]] به سرعت در حال چرخش است. این [[ستاره تپنده]]، هسته رمبش کرده ستاره اولیه است.|چپ|قاب]]<br />
<br />
گاهی با مرگ یک ستاره بزرگ و انفجار [[ابرنواختر]]ی مقدار زیادی از مواد [[ستاره]] ای پرتاب می شود [[ستارهشناس|اختر شناس]]ان به این ابر ها که توسط ستاره های کوچک نزدیک [[سیاهچاله]] یا [[ستاره نوترونی]] بر افروخته می شود و شکل های جالبی به خود می گیرند سحابی ابر نو اختر می گویند تا کنون تعداد کمی از این نوع [[سحابی]] ها کشف شده اند که از جمله ی آن ها میتوان به [[سحابی خرچنگ]] اشاره کرد.<br />
<br />
<br />
{{-}}<br />
<br />
در [[کهکشان راه شیری]]، حدود 120 باقیمانده ابرنواختری کشف شده است. برخی از آن ها به صورت یک [[سحابی حلقوی]] یا سحابی نامنظم در ناحیه اپتیکی قابل رویت هستند (برای مثال [[سحابی خرچنگ]] را درتصویر مشاهده کنید) ؛ اما بیشتر آنها را تنها در ناحیه رادیویی می توان شناسایی کرد (چرا که تابش رادیویی دچار هیچ خاموشیای نمی شود).<br />
<br />
باقیماندههای ابرنواختری در راهشیری به دو گروه تبدیل میشوند. در یک گروه میتوان به وضوح ساختاری شبه حلقوی رادید (مانند ذات الکرسی آ یا سحابی پرده در [[صورت فلکی دجاجه]]).<br />
<br />
[[پرونده:Veil nebula-2.jpg|قاب| سحابی پرده ( NGC6960 در پایین و NGC6992 در بالا)در [[ صورت فلکی دجاجه]]{{-}} این سحابی باقی مانده ای از یک انفجار ابرنواختری است که چند هزار سال پیش اتفاق افتاده است.|وسط]]<br />
<br />
گروه دیگر نامنظم است و میانه ای روشن دارد (مانند [[سحابی خرچنگ]]). در گونه اخیر، همیشه یم تپنده بسیار چرخان در مرکز وجود دارد.بیشتر انرژی این نوع را تپنده با تزریق الکترون [[مسبیت|نسبیتی]] به درون ابر تامیین می کند. تحول این نوع از باقی مانده ابرنواختری، تحول تپنده را منعکس می کند . به همین دلیل یک مقیاس زمانی چند ده هزار ساله دارد.<br />
<br />
در باقی مانده های ابرنواختری شبیه حلقوی، یک تپنده پرانرژی وجود ندارد. انرژی این نوع عملا از انفجار ابرنواختری سرچشمه میگیرد. پس از انفجار، ابر با سرعت 10000 تا 20000 کیلومتر بر ثانیه منبسط می شود. 50 تا 100 سال پس از انفجار، این باقی مانده شروع می کند به تشکیل یک پوسته کروی، به این صورت که گاز دفع شده، گاز بین ستاره ای را جاروب کرده، سرعت آن در بخش های بیرونی کند می شود. پوسته با سرعتی رو به کاهش منبسط شده، سرد میگردد؛ تا اینکه بعد از حدود 100000 سال، در محیط بین ستاره ای فرو می رود. این دو نوع باقی مانده ابرنواختری ممکن است با دو نوع ابرنواختر (نوع 1 و 2) مرتبط باشند.<br />
[[رده:نجوم رصدی]]<br />
[[رده:اخترفیزیک]]<br />
<br />
== منابع ==<br />
1. کتاب مبانی ستارهشناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاهعلی [http://fa.wikipedia.org/wiki/%D9%85%D8%A8%D8%A7%D9%86%DB%8C_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%E2%80%8C%D8%B4%D9%86%D8%A7%D8%B3%DB%8C_(%DA%A9%D8%AA%D8%A7%D8%A8)] [http://astronomy2012.blogfa.com]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%82%D9%85%D8%B1&diff=14631قمر2013-04-05T07:13:46Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>[[رده: علوم سیارهای]]<br />
[[رده:قمر]]<br />
[[رده:منظومه شمسی]]<br />
تعداد اقمار سیاره ای طبیعی، یا ماه ها، در منظومه ی شمسی زیاد است. اما، [[جرم]] آنها روی هم رفته جرمی به اندازه ی 0.1 جرم [[خورشید]] می باشد. هشت قمر تقریبا به ابعاد ماه هستند، در حالی که بقیه آنها خیلی کوچکترند و شبیه [[سیارک|سیارک های]] بزرگ اند. [[ماه]] ِ [[زمین]] ، دو قمر [[مریخ]]، پنج قمر داخلی [[مشتری]]، هشت قمر داخلی [[زحل]] و پنج قمر [[اورانوس]] مدارات تقریبا دایره ای دارند که عمدتا در صفحه [[استوا|استوایی سیارات]] واقع اند. مشاهدات نشان میدهد که این 21 قمر ، یک چرخش همزمان ناشی از اصطکاک جذر مدی از خود نشان میدهند ( همانگونه که ماه خودمان این کار راانجام میدهد).<br />
<br />
==اقمار==<br />
<br />
<br />
تنها 3 قمر به دور سیارات خاکی می چرخند، در حالی که سیارات مشتری گون حد اقل 51 قمر دارند. این مطلب به همراه این موضوع که سیارت مشتری گون به کمربند سیارکی نزدیک هستند، به این معنی است که آنها میتوانند سیارکها را از طریق گرانش به دام اندازند. اقمار سیارات مشتری گون با اجرام کوچک ، خروج از مرکز زیاد ، مدارات اریب و حرکت برگشتی، احتمالا توسط سیارکها به دام افتاده اند، همانند اقمار مریخ.<br />
بزرگترین قمر قمر سیاره مشتری، [[گانیمد]]، است و در رتبه دوم تیتان، قمر سیاره زحل، قرار دارد. ماه نیز بزرگترین قمر نسبت به اندازه سیاره میزبان است.<br />
<br />
[[پرونده:Planets.moons1.jpg]]{{-}}<br />
== پیدایش قمر ها ==<br />
پیش سیاره ها نیز در جریانی نظیر پیدایش خود بر اثر نیرو های گرانشی و گریز از مرکز به صورت قرص پخی در امدند و در این قرص ها تجمع ماده (پیش قمر ها)تکوین یافت.<br />
<br />
گوشزد:<br />
<br />
1.[[عطارد]] و [[زهره]] قمر ندارند زیرا دوران کند آنها فرصت نمی داد که ماده به اندازه کافی سر ریز کند واقمار تشکیل شوند.<br />
<br />
2.بسیار متحمل به نظر می رسد که قمر [[زمین]] [[ماه]] زمانی پیش سیاره مستقلی بوده است.یکی از دلایلی که برای این مطلب اقامه می شود این است که مدار ماه تقریبا در همان صفحه سیارات قرار دارد نه در صفحه استوای زمین.<br />
<br />
3.نظریه کوییپر برای ده دوازده قمری که در مدار هایی هم سطح و تقریبا مستدیر (که بیشتر قمر ها دارند) حرکت نمی کنند توضیحی ارایه می دهد.این نظریه فرض می کند که این قمر ها در آغاز به فاصله بسیار زیادی از پیش سیاره مادر تشکیل شدند و وقتی که پیش سیاره قسمت اعظم جرم خود را از دست داد زنجیره حوادث زیر اتفاق می افند:<br />
<br />
آ.سلطه [[گرانش|گرانشی]] سیاره از بین رفت و این قمر ها زیر نفوذ میدان گرانشی خورشید قرار گرفتند یعنی قمر ها زاده شدند.<br />
<br />
ب.این اجرام بعد از چندین بار گردش به دور خورشید بار دیگر به وسیله جو گسترده سیاره که اینک در مداری کاملا متفاوت با مدار اولیه حرکت می کند ربوده شدند.<br />
<br />
4.سیاره [[پلوتون]] با همسایگانش فرق بسیار دارد منطقی است فرض می شود که این سیاره زمانی یکی از اقمار پلوتون بوده است.<br />
<br />
==منبع==<br />
1. نجوم و اخترفیزیک مقدماتی / نوشته زیلیک و گرگوری / ترجمه جمشید قنبری<br />
<br />
2. نجوم به زبان ساده / نوشتهمایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور</div>Spacehttp://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%D8%B7%D8%B3&diff=14630صورت فلکی قیطس2013-04-05T07:02:18Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>صورت فلکی قیطس یا نهنگ یکی از صورت فلکی های شناخته شده از دیر باز است که یکی از صورت فلکی های وسیع آسمان نیز هست و از نظر وسعت چهارمین صورت فلکی میباشد.<br />
<br />
ضمن اینکه درخشانترین ستاره آن از [[قدر]] دوم است. در تمدنهای اولیه بین النهرین ، این ستارگان را تحت نام Tiamat به معنای اژدهای کیهانی که بوسیله مردوک قهرمان کشته شد، میشناختند.<br />
<br />
<br />
== افسانه ها ==<br />
<br />
در افسانه های کلاسیک(یونانی) آمده که [[صورت فلکی آندرومدا|آندرومدا]] (شاهزاده سرزمین حبشه پدرش [[صورت فلکی قیفاووس|قیفاووس]] (کفئوس) و مادرش (کاسیوپیا) [[صورت فلکی ذات الکرسی|ذات الکرسی]] ) حسادت حوریان دریایی را برانگیخت و آنها شکایت را به خدای دریا (نپتون) کردند و نپتون هم اژدهای دریا (قیطس) را به قصد حبشه روانه ساخت. <br />
این اژدها توسط [[صورت فلکی برساوش|برساوش]] (پرسئوس) از بین می رود او موفق می شود سر غول مدیوسا را از تنش جدا کند و هر کس آن سر را نگاه میکرد مبدل به سنگ میشد و با نشان دادن این سر به قیطس اورا تبدیل به سنگ میکند و [[صورت فلکی آندرومدا|اندرومدا]] را نجات میدهد.<br />
<br />
== ستاره ها ==<br />
<br />
در این صورت فلکی ستاره اومیکرون (O) به نام میرا (شگفت اختر یا اعجوبه) خوانده میشود که ستاره ای آغازین از نوع [[متغیر تپشی]] درازمدت است که در سال 1596 به عنوان اولین متغیر کشف گردید. این کشف باعث افزودن اعتبار انقلاب کوپرنیکی در نجوم و فروپاشی اعتقادات کهنهای شد که بر اساس آن میگفتند آسمان هرگز تغییر پیدا نمیکند. [[طیف]] و [[قدر]] ستاره میرا در طول مدت 330 روز از نوع M5 III و قدر 3.4 (تا قدر 2 هم رسیده) به طیف M9 III و قدر 9.3 میرسد و مجددا به حالت اول خود بر میگردد. فاصله آن از ما 130 سال نوری است.<br />
<br />
[[پرونده:Cet.gif|وسط]]<br />
<br />
== اجرام عمقی آسمان ==<br />
[[m77|<br />
M۷۷]](کهکشان مارپیچی قدر ۹)<br />
<br />
<br />
== جدول مشخصات ستاره ها ==<br />
[[پرونده:Untitled.JPG|وسط]] <br />
{{-}}<br />
[[پرونده:Untitledff.JPG|وسط]]<br />
<br />
==منبع==<br />
<br />
1. دانش نامه رشد <br />
<br />
2.کتاب الکترونیکی[http://www.ngdir.ir/]<br />
[[رده:صور فلکی]]</div>Spacehttp://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=14629سحابی تاریک2013-04-05T06:57:31Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>به توده گازی سرد گفته می شود که مدتی از مرگ [[ستاره]] آن گذشته است و ستاره دیگری نزدیک آن نیست که بتواند نوری را منتشر کند یا منعکس کنداین نوع [[سحابی]] فقط زمانی قابل دیدن است که ستاره یا سحابی درخشانی در پشت آن باشد از آن جا که این سحابی ها مانع عبور نور می شوند به صورت ابر های تاریک و سیاه مشاهده می شوند سحابی های تاریک تنها بخشی از مواد تاریک میان ستاره ای هستند که ما موفق به رصد آن شده ایم. از مشهور ترین این سحابی ها میتوان به [[سحابی کله اسبی]] و گلبول اشاره کرد.<br />
[[پرونده:Doodad_oreshko.jpg|alt text|وسط]]<br />
{{-}}<br />
مشاهدات انجام گرفته بر روی دیگر [[کهکشان]] ها نشان می دهد که غبار در بازوان مارپیچ، به ویژه در لبه درونی آن ها، تمرکز یافته است. علاوه بر این، غبار در ابرهای مجزا نیز متمرکز شده است. این ابرها به صورت نواحی کم ستاره، یا سحابی های تاریک، در مقابل زمینه [[کهکشان راه شیری]] دیده می شوند. دو نمونه از سحابی های تاریک عبارتند از کیسه زغال در آسمان جنوبی و سحابی سر اسب در [[صورت فلکی جبار]].<br />
<br />
[[پرونده:Coalsack.jpg|قاب|کیسه زغال (Coalsack) یک سحابی تاریک در کنار صورت فلکی صلیب جنوبی|وسط]]<br />
<br />
سحابی های تاریک گاهی نوارهایی گسترده و مارپیچ می سازند، و گاهی نیز به شکل اجسامی کوچک و تقریبا کروی در می آیند. اجسام اخیر در مقابل زمینه ای روشن، مانند یک سحابی گازی، راحت تر دیده می شوند.بارت یان بوک این اجسام را گویچه یا گلبول نامید. وی این فرضیه را مطرح کرد که آن ها ابرهایی هستند که تازه در حال انقباض به سمت تشکیل ستاره می باشند.<br />
<br />
[[پرونده:Orion nebula-2.jpg|وسط|قاب|سحابی اوریون-[[M42]]]]<br />
<br />
خاموشی ایجاد شده توسط یک سحابی تاریک را می توان به کمک [[نمودار ولف]] توضیح داد و مورد مطالعه قرار داد.این نمودار بر مبنای شمارش ستارگان رسم می شود. در یک سحابی مورد نظر، تعداد ستارهها را در یک درجه مربع و در یک بازه [[قدر]]،مثلا بین قدر ۱۴ و ۱۵ می شمرند و با تعداد ستارگان خارج از سحابی مقایسه می کنند. تعداد ستارهها در خارج از سحابی ، به صورت یکنواخت به سمت قدرهای ضعیف تر افزایش مییابد، در سحابی تاریک ، ابتدا ستارگان به همان صورت افزایش مییابد، اما پس از یک قدر معین تعداد ستارهها به کمتر از آن چه خارج از ابر شمارش شده است سقوط میکند. علت این است که بیشتر ستارههای ضعیف در پشت سحابی قرار گرفته اند و روشنایی آنها به اندازه ی ثابت دلتا m کاهش مییابد. اکثر ستارههای روشن در جلو سحابی هستند و دچار خاموشی نمی شوند.<ref> کتاب مبانی ستارهشناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاهعلی </ref><br />
<br />
[[پرونده:Darkneb.JPG|وسط|قاب|نمودار ولف]]<br />
[[رده:نجوم رصدی]]<br />
[[رده:اخترفیزیک]]<br />
<br />
== منابع ==<br />
<references/>[http://astronomy2012.blogfa.com]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AB%D8%A7%D8%A8%D8%AA_%DA%AF%D8%B1%D8%A7%D9%86%D8%B4&diff=14628ثابت گرانش2013-04-05T06:52:59Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>[[File:NewtonsLawOfUniversalGravitation.svg|قاب|چپ|ثابت گرانش در قانون جهانی نیوتون، یک مقدار جهانی است. ]]<br />
'''ثابت گرانش'''، ثابتی است که در [[گرانش|قانون جهانی گرانش]] [[نیوتن]] و در نظریه [[نسبیت عام]] [[آلبرت اینشتین|انیشتین]] ظاهر میشود. در هر نظریه مربوط به ساختار اجسام بزرگ و تکامل [[جهان]] (مانند [[کیهانشناسی]]) این ثابت نقش عمدهای دارد.<br />
<br />
ضریب G ضریب جاذبه عمومی نیوتن نام دارد و مقدار آن در سیستم SI برابر است با:<br />
<br />
[[پرونده:Gravitational constant.png|وسط]]<br />
{{-}}<br />
== تاریخچه ==<br />
شصت سال از مرگ [[نیوتن]] گذشته بود که هنری کاوندیش قانون گرانش را از طریق تجربی و به کمک یک ترازوی دوار در آزمایشگاه تأیید کرد. در این آزمایش همچنین اندازه عددی ثابت گرانش G برای نخستین بار به دست آمد. <br />
<br />
نخستین اندازه گیری دقیق را کاوندیش در سال ۱۱۷۷/۱۷۸۹ انجام داد در قرن ۱۹ نیز پوئین تینگ و بویز اصلاحات مهمی در این اندازه گیری انجام دادند.<br />
<br />
[[پرونده:Cavendish Torsion Balance Diagram.svg|thumb]]<br />
<br />
== اطلاعات اولیه ==<br />
<br />
اهمیت ثابتهای بنیادی فیزیک به همین جا ختم نمیشود، بلکه این ثابتها دارای مفاهیم فیزیکی هستند و نیز میتوان از ترکیب آنها به کمیتهای با ارزش فیزیکی دست یافت. به عنوان مثال، میتوان از ترکیب سه ثابت معروف مانند [[ثابت پلانک]] (h)، [[سرعت نور]] (C) و ثابت گرانش، [[زمان پلانک]] را بدست آورد.<br />
<br />
== محاسبه G از طریق آزمایش==<br />
در سال 1774، نِویل مسکلین (Nevil Maskelyne) با اندازهگیری میزان انحراف خط شاغول نسبت به شیب کوه شیهالیون (Schiehallion) در اسکاتلند (حدود 11 ثانیه قوسی) توانست نیروی جاذبه بین گلوله سربی شاغول و کوه را اندازه بگیرد. او در ابتدا علاقهمند بود از این نتیجه برای اندازهگیری [[چگالی]] متوسط زمین استفاده کند. شیهالیون با 1081 متر ارتفاع، شکلی بسیار منظم دارد و مسکلین توانست جرم کوه را تخمین بزند و به دنبال آن به عددی برای G برسد. اما مقادیری که او برای G و چگالی متوسط زمین ( 4400 کیلوگرم بر متر مکعب) به دست آورد چندان صحیح نبود.<br />
بعداً در سال 1798، هنری کاوندیش (Henry Cavendish) اولین شخصی بود که G را در آزمایشگاه، و با کمک تجهیزاتی که توسط جان میشل (John Mitchell) طراحی شده بود، اندازه گرفت. میشل یک ترازوی پیچشی بسیار حساس ساخته بود. این ترازو متشکل بود از یک میله افقی با دو گلوله کوچک سربی در دو انتها که از وسط توسط سیم پیچشی آویزان بود.<br />
گلولههای بزرگ سربی در همان صفحۀ افقیِ گلولههای کوچک به آنها نزدیک میشدند، <br />
به طوری که نیروی جاذبه بین گلولهها سیم را در یک جهت میپیچاند. این نیرو با نیروی پیچشی سیم به تعادل میرسید. در آزمایش دیگر، نیروی لازم برای پیچش سیم، با اندازهگیری نوسان آزاد میله حول محور سیم، بهدست میآمد. کاوندیش مقدار G را 6.75 ضرب در 10 به توان منفی 11 به دست آورد.[1]<br />
<br />
==منابع==<br />
1. کتاب درآمدی بر نجوم و کیهانشناسی/ ایان موریسون/ مترجم: غلامرضا شاهعلی [http://astronomy2012.blogfa.com/]<br />
<br />
2. فرانک ج. بلت. فیزیک پایه. ج. اول. ترجمهٔ مهران اخباریفر. چاپ اول. انتشارات فاطمی، ۱۳۷۴<br />
<br />
== جستاره ای دیگر ==<br />
* [[گرانش]]<br />
<br />
[[رده:فیزیک]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B1%D8%A7%D9%87%D9%86%D9%85%D8%A7:%D8%B1%D8%A7%D9%87%D9%86%D9%85%D8%A7&diff=14385راهنما:راهنما2013-03-30T14:08:00Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>در این صفحه سعی خواهد شد تا شما را با چگونگی استفاده از ویکی نجوم آشنا گردانیم.<br />
<br />
<br />
'''برای آشنایی با شیوه کار با علائم نوشتاری ویکی نجوم ابتدا به صفحه [[راهنما:آموزش سریع|آموزش سریع]] بروید.'''<br />
<br />
شما می توانید برای تمرین ویرایش کردن به [[راهنما:صفحه تمرین|صفحه تمرین]] بروید.<br />
<br />
<br />
== آشنایی با صفحه ایتدایی ویکی نجوم==<br />
<br />
هنگامی آدرس wiki.avastarco.com رو وارد و به سایت ویکی نجوم وارد شوید در صفحه اول (صفحه اصلی) موضوعات مختلفی همچون علوم سیاره ای ، مکانیک سماوی ، نجوم رصدی و ... را مشاهده میکنید. که هر کدام از موضوعات اصلی هم اکنون به چند بخش و در آینده انشاالله به بخش های بیشتری تقسیم می شوند .<br />
<br />
در بالای موضوعات اصلی لینک هایی همچون درباره ما ، راهنما ، فهرست الفبایی و حق تکثیر رو مشاهده می کنید. <br />
<br />
در بخش درباره ما، درباره ویکی و اهداف آن نوشته شده که برای افراد تازه وارد مکان مناسبی است .<br />
<br />
بخش فهرست الفبایی، شامل تقسیم بندی موضوعات به ترتیب حروف الفبا است که برای پیدا کردن مقالات یکی از مطمئن ترین راه هاست.<br />
<br />
در بخش راهنما، راهنمایی کامل فعالیت در ویکی آموزش داده شده است. <br />
[[پرونده:13528399841.png||وسط|قاب]]<br />
در کنار صفحه اصلی و همچنبن دربالای صفحه ؛ لینک هایی داده شده است که هرکدام در نوع خود مهم است .<br />
<br />
1.ورودبه سامانه : در ابتدا که وارد ویکی می شوید اگر ثیت نام نکرده اید گزینه ثبت نام را در بالای تصویر انتخاب کنید و مراحل را انجام دهید . و اما در صورت ثبت نام خود در ویکی نجوم هر بار میتوانید از این بخش برای ورود به ویکی استفاده کنید.<br />
<br />
2.رویداد های کنونی : در این بخش اخبار و اطلاعات روز دنیای نجوم در اختیار کاربران برای ارتقاء اطلاعات آن ها قرار می گیرد . <br />
<br />
3.تغییرات اخیر: اطلاعات حاوی این صفحه اطلاعاتی است که تغییرات گذشته را در روز ها و ساعات و حتی دقایق قبل نشان می دهد .یعنی شما می توانید ویرایش دیگران و حتی خود را در این بخش ببینید.<br />
<br />
4.صفحه تصادفی : در این بخش ویکی به دلخواه یکی از مقالات خود را برای شما به نمایش می گذارد .<br />
<br />
5.راهنما : توضیحات در این صفحه راهنمایی است برای اعضای ویکی و همان چیز هایی که در این بخش گفته میشود در بخش راهنمای ویکی نیز موجود است و این بخش صرفا برای کسانی است که به ویکی دسترسی ندارند.<br />
<br />
6.بارگذاری پرونده: این بخش یکی از بخش های پر کاربرد در ویکی است . در این قسمت، تصاویر را با سایزی که مناسب مقاله باشد بارگذاری و و طبق کد های زیر در مقاله مورد نظر قرار می دهید .<br />
<br />
'''قسمت 6 را در توضیحات بعد به طور کامل شرح میدهیم .'''<br />
<br />
7.صفحه های ویژه : در این صفحه بعضی از لینک هایی که بسیار مورد استفاده کاربر است آورده شده است و یک راهنمای خوب برای افراد تازه وارد است.<br />
<br />
<br />
8. نواری در بالای صفحه وجود دارد که یک مورد آن پی گیری های من است .صفحه های پیگیری شده در لینک شماره 9 قابل مشاهده است .این بدان معناست که شما می توانیدمقالاتی را به پیگیری های خود منتقل کنید تا بعد ها نیز آن ها را بررسی کنید. مقالاتی که در لیست پیگیری های شما هستند، هر تغییری در آن مقالات توسط کاربران ایجاد شود؛ در تغییرات اخیر به صورت پررنگ دیده می شوند.<br />
<br />
10. ترجیحات من : شما در این بخش می توانید تنظیمات کاربری خود را تغییر دهید .<br />
<br />
11.در این لینک شما این امکان را دارید که همه اعمالی که از ابتدا تا کنون در ویکی انجام داده اید، مشاهده کنید (یه جوری کارنامه اعمال خودتون رو میبینید )<br />
<br />
12. هر فردی با کلیک بر روی لینک نام کاربری خود می تواند به بخش معرفی خود رفته و با زدن دکمه ویرایش می تواند آن را ویرایش و خود را در آن صفحه معرفی کند . <br />
<br />
13.مقالات خود را از طریق این صفحه پیدا و ویرایش کنید .(در رابطه به ویرایش بعد ها گفته خواهد شد.)<br />
<br />
== جست و جوی مقالات==<br />
<br />
برای پیدا کردن مقالات خود اولین راه استفاده از لینک [[فهرست الفبایی]] و آسان ترین راه استفاده از جست و جو گر پیشرفته در سمت راست بالای صفحه اصلی است که شما می توانید موضوعات خود را در آن وارد و مقاله موجودی در ویکی را به همین راحتی پیدا کنید . <br />
<br />
"در صفحه اول لینک هایی هم در کنار صفحه موجود است که این بخش بعد ها معرفی می شود"<br />
<br />
فهرست کل مطالب داشنامه شامل همه مقالات ویکی نجوم است که برای پیدا کردن مقالات درخواستی به دلیل گستردگی موضوعات اصلا پیشنهاد نمی شود.<br />
<br />
== چگونه مقالات مورد علاقه ام را ویرایش کنم؟ ==<br />
برای ویرایش صفحات، در صفحه مقاله مورد نظر از تب ویرایش در گوشه سمت چپ و بالا مقاله استفاده کنید و شروع به ویرایش مقاله کنید.<br />
<br />
به این نکته توجه داشته باشید که ویکی نجوم یک دانشنامه آزاد است و کلیه مشارکتهای شما با ویکی نجوم ممکن است توسط دیگر مشارکتکنندگان ویرایش شوند، تغییر یابند یا حذف شوند. <br />
<br />
<br />
== چطور مقالاتی که موجود نیست را ایجاد کنم؟ ==<br />
اگر در مقاله ای به لینکی برخوردید که با رنگ قرمز نشان داده شده و با رفتن بروی آن عبارت (صفحه ای وجود ندارد) ظاهر گردید، با کلیک بر روی آن به صفحه ایجاد مقاله ای با عنوان آن لینک می روید.<br />
راه دیگر آن است که عبارت مورد نظر خود را در جعبه جستجو وارد نموده و در صورت عدم نتیجه، یک لینک با عبارت مورد نظر شما داده خواهد شد که میتوانید با آن به صفحه ایجاد آن مقاله بروید.<br />
<br />
<br />
<br />
سپس مطلب مورد نظر را نوشته و دکمهٔ "'''صفحه ذخیره شود'''" را برای ذخیرهٔ آنچه که نوشتهاید فشار دهید و یا از پیشنمایش برای آزمایش تغییراتتان استفاده کنید.<br />
<br />
پس از ثبت مقاله مورد نظر صفحه حاوی اطلاعات ایجادی شما باز شده و از شما حاصل جمعی را میخواهد.با ثبت حاصل جمع دوعدد مورد نظر و زدن دکمه تایید مقاله شما ایجاد شده و میتوانید آنرا مشاهده کنید .<br />
<br />
<br />
== ذکر منابع برای مقالات ==<br />
مقاله ای که در ویکی نجوم نوشته می شود باید داری متبع معتبر و قابل استناد باشد. هنگام ذکر منابع، باید به طور دقیق آدرس منبع و یا مشخصات منبع مورد نظر نوشته شود. مقاله ای که بدون منبع در ویکی قرار گیرد تاییدی بر صحت آن نیست و به مرور حذف خواهد شد. توجه داشته باشید که پس از نوشتن مقاله و قبل از زدن دکمه تایید، منابع را با * مشخص کنید تا بهتر و منسجم تر در دسترس باشند.<br />
<br />
<br />
برای مثال: == منابع ==<br />
*منبع 1<br />
*منبع2<br />
<br />
== تغییرمسیر به صفحههای دیگر ==<br />
گاهی برخی از عناوین با دو اسم به کار برده می شوند. مثلا سیاره زهره یا سیاره ناهید. در این صورت برای تغییر مسیر یک صفحه به صفحه های دیگر بهتر است به صورت زیر عمل کنید. تغییرمسیر باید در ابتدای اولین خط قرار گیرد و به گونه ای باشد که گویا صفحه جدیدی ایجاد می کنید.<br />
<br />
# تغییر مسیر [[صفحه مقصد]]<br />
<br />
<br />
== '''فرمول نویسی ''' ==<br />
<br />
<br />
برای فرمول نویسی تا زمان ایجاد امکان فرمول نویسی در زمان ویرایش موضوع میتوانید از سایت زیر استفاده کنید .به صورتی که فرمول مورد نظر خود را در قسمت مورد نظر نوشته و تصویر را در ویکی بارگذاری کنید و طبق کد هایی که در ادامه آمده است آن را در ویکی بگذارید.<br />
<br />
[http://www.codecogs.com/latex/eqneditor.php فرمول نویسی]<br />
<br />
== برای مقاله خود رده بگذارید ==<br />
پس از نوشتن مقاله ای جدید، قبل از ارسال، آن را به رده ای بالا دستی منصوب کنید و با این کار آن را در نمودار درختی ویکی نجوم وارد کنید. تنها با اینکار است که مقاله شما در بین صفحات بسیار ویکی نجوم نادیده نمی ماند. برای رده دهی به مقاله خود از <nowiki>[[رده:عنوان رده]]</nowiki> در ابتدای مقاله خود استفاده کنید.<br />
<br />
== استفاده از ابزار ویرایشی==<br />
<br />
[[پرونده:Untitledss.JPG||وسط|قاب]]<br />
<br />
<br />
در هنگام ویرایش علاوه بر ویرایش گر پیشرفته میتوانید از این ویرایشگر معمولی نیز استفاده کنید اما امکانات این ویرایش گر به نسبت ویرایشگر پیشرفته محدود است.<br />
<br />
<br />
در مطالب پیش رو به بررسی امکانات و کلید های این ویرایش گر میپردازیم:<br />
<br />
1'''.متن ضخیم''' : از این امکان سعی کنید در موارد خاص مثلا بیان کردن یک مسئله مهم و یا اضافه کردن یک بخش استفاده کنید .<br />
<br />
'''ضخیم'''<br />
<br />
2'''.متن مورب''':این امکان کمتر مورد استفاده قرار میگیرد و سعی کنید از آن کمتر استفاده کنید .<br />
<br />
''مورب''<br />
<br />
3'''.پیوند داخلی''' : یکی از پر استفاده ترین ابزار شما در ویکی همین وسیله است. مثلا در متن کلمه ای با نام خورشید دارید .میتوانید کل کلمه را انتخاب کنید و با زدن این کلید آن را به صفحه دیگر که در فروم هست پیوند دهید . این طور:<br />
<br />
با قراردادن نام مقاله در میان دو [[]] به مقالههای درون ویکینجوم پیوند داده میشود:<br />
<br />
برای مثال: [[خورشید]] <br />
<br />
'''توجه داشته باشید، کلمه مورد نظر شما باید قبلا در ویکی ایجاد شده باشد. در این صورت کلمه لینک داده شده به رنگ آبی دیده می شود. چنان چه این کلمه از قبل در ویکی نجوم موجود نباشد، کلمه به رنگ قرمز رنگ دیده میشود که باید در اسرع وقت اقدام به ایجاد آن عنوان بنمایید.''' <br />
<br />
4'''.پیوند بیرون''' : با انتخاب و زدن این کلید متنی نمایش داده می شود که همان طور که می بینید در یکی قسمت مکان لینک مورد نظر و قسمت دیگر عنوان این پیوند است .<br />
<br />
برای این منظور آدرس سایت مورد نظر را در بین [] قرار میدهید تا به صفحه مورد نظر لینک داده شود که این مورد بیشتر در منابع استفاده می شود.<br />
<br />
برای مثال: [http://www.example.org]<br />
<br />
5'''.عنوان سطح''': از این ابزار در جداسازی بخش های مختلف یک مقاله استفاده کنید . این به هماهنگ سازی بخش های مختلف یکی مقاله و نظم آن کمک فراوانی میکند.<br />
<br />
6'''.تصویر داخل متن''': اگر این گزینه را انتخاب کنید مکانی را برای قرار دادن فانکشن تصویر نشان می دهد که بهتر است برای قرار دادن تصویر از الگو هایی که در همین صفحه گفته شده است استفاده کنید .<br />
<br />
<br />
7'''.پیوند پرونده:'''این گزینه برای قرار دادن لینک فیلم میباشد و میتوانید از آن برا قرار دادن فیلم های آموزشی خود استفاده کنید.<br />
<br />
9'''. امضای شما:''' وقتی میخواهید که نام شما و تاریخ ثبت ویرایش شما در مقاله پدیدار شود میتوانید آنرا مورد استفاده قرار دهید .<br />
<br />
به این صورت نوشته میشود: [[کاربر:هانیه امیری|هانیه امیری]] ۲۱ اکتبر ۲۰۱۲، ساعت ۱۶:۱۸ (IRST)<br />
<br />
10'''.خط افقی''' : هنگامی که میخواهید جملات را از هم جدا و یا مطلب دیگری را ضمن مطالبی بیاورید از این ابزار استفاده کنید .<br />
<br />
== از تصویر استفاده کنید ==<br />
<br />
برای استفاده از تصاویر می توانید آن ها را از طریق [http://commons.wikimedia.org ویکی انبار] یا صفحه [[ویژه:بارگذاری پرونده|بارگذاری پرونده]] آنها را بارگذاری نمایید؛ سپس با استفاده از نمونه کدهای در اختیار، تصویر را در متن قرار دهید.<br />
<br />
[[پرونده:Bargozari2.jpg|قاب|بارگذاری پرونده|وسط]]<br />
{{-}}<br />
<br />
بهتر است تصاویر خود را در ویکی انبار بارگذاری نمایید زیرا با این کار میتوانید خود و دیگر افراد را در استفاده از تصویر مورد نظر در تمامی ویکیها توانمند نمایید.<br />
ساده ترین نمونه کد برای این بخش بصورت زیر میباشد.<br />
<br />
'''نمونه زیر را در [[ ]] بگذارید<br />
'''<br />
<br />
تصویر:نام تصویر در ویکی انبار<br />
<br />
نمونه دیگری از کدهارا مشاهده میکنید که در زیر آمده است ، هر کدام از کد ها در شرایط خاصی استفاده میشود و این بستگی به نیاز شما دارد.<br />
<br />
'''نمونه های زیر را در [[ ]] بگذارید'''<br />
<br />
فانکشن تصویر|چپ یا راست<br />
<br />
*با به کارگیری تنظیم «چپ» تصویر در سمت چپ متن ظاهر میشود.<br />
<br />
فانکشن تصویر|چپ یا راست |اندازه تصویر<br />
<br />
*میتوانید ابعاد تصویر را بر حسب پیکسل تنظیم کنید.<br />
<br />
فانکشن تصویر|60px|چپ|قاب<br />
<br />
*با کمک تنظیم «قاب» میتوانید دور تصویر یک قاب ایجاد کنید.<br />
<br />
فانکشن تصویر|قاب|ماه با زمینه سفید|چپ<br />
<br />
*میتوانید توضیح مختصری را نیز در پایین قاب اضافه کنید.<br />
<br />
فانکشن تصویر|بندانگشتی|60px|چپ|ماه کامل<br />
<br />
*اگر تصویر شما فقط یک نمونه کوچک (thumbnail) از تصویر اصلی است ، میتوانید با دستور «بندانگشتی» آن را مشخص کنید.<br />
<br />
فانکشن تصویر|بندانگشتی|60px|چپ|ماه کامل<br />
<br />
الگوی کامل و ساده ترین الگویی که میتوانید استفاده کنید همین الگو است :<br />
<br />
'''نمونه زیر را در [[ ]] بگذارید'''<br />
<br />
فانکشن تصویر|عنوانی که میخواهید زیر عکس نوشته شود |چپ|قاب<br />
<br />
== کدگذاری ==<br />
همهٔ حروف و علائم باید با استفاده از نویسهٔ صحیحشان در متن بیایند. کد نویسههای صحیح فارسی در [http://www.farsiweb.info/wiki/Standards/ISIRI6219 استاندارد ملی ۶۲۱۹ ایران] آمده است. درست «بیباک». غلط: «بی باک». برای دیدن فهرستی از نویسههای غیراستانداردِ متداول به [[راهنما:نویسه غیراستاندارد|نویسه غیر استاندارد]] رجوع کنید.<br />
<br />
== آوردن عبارتهای عربی ==<br />
باید به خاطر داشت که کد نویسهٔ بعضی حروف فارسی با آنِ معادل عربی آنها متفاوت است. این نویسهها بعضاً متفاوت هم نمایش داده میشوند. برای نمونه '''ی''' عربی (با دو نقطه زیر آن) در استاندارد یونیکد با کد ۱۶۱۰ و '''ی''' فارسی (که در حالت آخر بدون نقطهاست) با کد ۱۷۴۰ مشخص میشود. این دو نویسه از اساس متفاوت بوده و به هیچوجه نباید به جای یکدیگر به کار روند. از این رو هنگام آوردن متنی به عربی (که قاعدتاً در آن نویسههای عربی به کار رفتهاست) باید تمهید ویژهای اندیشید.<br />
برای آوردن عبارتی کوتاه به زبان عربی میتوان از الگوی <code><nowiki>{{عربی|متن العربی}}</nowiki></code> استفاده کرد. برای آوردن عبارتهای بلندتر و/یا استفاده از الگوهای گوناگون در داخل متن عربی میتوان چنین نوشت:<br />
<pre><br />
{{آغاز عربی}}<br />
متن بلند با قابلیت استفاده از قالبهای گوناگون.<br />
{{پایان عربی}}<br />
</pre><br />
توجه داشته باشید که در متن عربی باید از نویسههای خاص عربی استفاده کرد.<br />
<br />
== نکاتی در رابطه با ثبت و یا ویرایش مقاله ==<br />
1- تا جایی که ممکن است مقالات خود را با منبع سرو سامان دهید .<br />
<br />
2- در پایان مقاله خود رده مقاله مورد نظر را بنویسید<br />
==شخصی سازی ویکی==<br />
<br />
در ویکی امکانی وجود دارد تا شما محیط ویکی را به دلخاه خودتان تغییر دهید.<br />
<br />
برای این کار کافی است پس از ورود به حساب کاربری خود روی گزینه ی ترجیحات من کلیک کنید.<br />
[[پرونده:Tarjihat.png|وسط|قاب|گزینه ی ترجیحات من]]<br />
<br />
پس از ورود به بخش ترجیحات من، شما قادر هستید خصوصیات ویکی را برای خود شخصی سازی کنید.<br />
<br />
شما می توانید قالبی که ویکی در آن نمایش داده میشود را تغییر دهید، البته مناسب ترین قالب هم اکنون بصورت پیش فرض انتخاب شده است.<br />
<br />
همچنین قادر خواهید بود نحوه ی نمایش تصاویر، ویژگی های ویرایشی از جمله ساده و ویرایشگر پیشرفته و حتی نحوی نمایش تاریخ و زمان را به دلخاه خود تعریف نمایید.</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%BE%D8%B1%D9%88%D9%86%D8%AF%D9%87:Tarjihat.png&diff=14384پرونده:Tarjihat.png2013-03-30T13:52:51Z<p>Space: ترجیحات کاربری</p>
<hr />
<div>ترجیحات کاربری</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A8%D8%AD%D8%AB:%D9%85%D8%A7%D9%87_%D9%82%D9%85%D8%B1%DB%8C&diff=14381بحث:ماه قمری2013-03-30T13:27:29Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>مقاله نیاز به بازنگری و تکمیل دارد<br />
و دارای مطالب تکراری است.<br />
--[[کاربر:Space|Space]] ۳۰ مارس ۲۰۱۳، ساعت ۱۷:۲۷ (GST)<br />
<br />
----</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A8%D8%AD%D8%AB:%D9%85%D8%A7%D9%87_%D9%82%D9%85%D8%B1%DB%8C&diff=14380بحث:ماه قمری2013-03-30T13:27:14Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>مقاله نیاز به بازنگری و تکمیل دارد<br />
و دارای مطالب تکراری است.<br />
<br />
------[[کاربر:Space|Space]] ۳۰ مارس ۲۰۱۳، ساعت ۱۷:۲۷ (GST)</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A8%D8%AD%D8%AB:%D9%85%D8%A7%D9%87_%D9%82%D9%85%D8%B1%DB%8C&diff=14379بحث:ماه قمری2013-03-30T13:26:55Z<p>Space: صفحهای جدید حاوی 'مقاله نیاز به بازنگری و تکمیل دارد و دارای مطالب تکراری است. ----' ایجاد کرد</p>
<hr />
<div>مقاله نیاز به بازنگری و تکمیل دارد<br />
و دارای مطالب تکراری است.<br />
<br />
----</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%D9%88%D8%B1%DB%8C_%D9%BE%D8%B1%D8%A7%D8%B4&diff=14378توری پراش2013-03-30T13:24:49Z<p>Space: </p>
<hr />
<div><p style="text-align: justify"><span style="font-size:small">سطح صاف شفاف یا بازتابنده ای که تعداد زیادی شیار متوازی و متساوی الفاصله بر آن حک شده است . این شیار ها نور را از طریق پراش به طیف آن تجزیه می کنند . توری های پراش نجومی معمولا توری های بازتابی اند .</span></p><br />
== تاریخچه و سیر تحولی ==<br />
<br />
اولین بار توری توسط دیوید ریتنهاوس David Rittenhouse اخترشناس آمریکایی در حدود سال 1785-114 ابداع شده است. چند سال بعد از ابداع توری توسط دیوید ریتنهاوس ، فرانهوفر کاملاً مستقل از او مجدداً اصول آن را کشف کرد و تا آنجا ادامه داد که توانست هم به نظریه و هم به تکنولوژی توریها کمکهای عمدهای کند. [[%D9%85%DA%A9%D8%A7%D9%86%DB%8C%DA%A9%20%DA%A9%D9%88%D8%A7%D9%86%D8%AA%D9%88%D9%85%DB%8C|مکانیک کوانتومی]] که سالهای نخستین دهه 1920 مراحل تکاملی خود را پیمود نخست در پهنه فیزیک اتمی گسترش خود را آغاز کرد.<br />
<br />
پیشگوییهایی از ساختار جز به جز [[%D8%A7%D8%AA%D9%85|اتم]] [[%D9%87%DB%8C%D8%AF%D8%B1%D9%88%DA%98%D9%86|هیدروژن]] به عمل آمده بود که از راه تابش گسیلنده آن نمودار میشد و [[%D8%B7%DB%8C%D9%81|طیف]] نهایی زمینه اساسی اثبات آن را فراهم میکرد. نیاز به توریهای پهنتر و بهتر نمایان میشد طیف سنجهای نوری که در گسترهای از [[%D8%A7%D8%B4%D8%B9%D9%87%20%D8%A7%DB%8C%DA%A9%D8%B3|اشعه ایکس]] ملایم تا [[%D9%BE%D8%B1%D8%AA%D9%88%20%D9%81%D8%B1%D9%88%D8%B3%D8%B1%D8%AE|فروسرخ]] بکار میافتند، از توجهی دائمی برخوردار شدند. اخیرا کیفیت توریهای با [[%D9%82%D8%AF%D8%B1%D8%AA%20%D8%AA%D9%81%DA%A9%DB%8C%DA%A9|قدرت تفکیک]] زیاد را بطور چشمگیری بالا بردهاند.<br />
<br />
[[File:Pr.jpg|center|alt=Pr.jpg]]<br />
<br />
== انواع توری ==<br />
<br />
'''توری تراگسیل دامنه''' بهترین نوع توری ، مجموعه چند شکافی است که معمولاً از یک شبکه سیم نازک یا نخ به دور شکافها پیچیده شده است و میان دو پیچ موازی به عنوان فاصله ساز کشیده شده است. یک جبهه موج در عبور از چنین دستگاهی بطور متناوب به نواحی کدر و شفاف برخورد میکند، بطوری که دامنه آن دستخوش نوعی [[%D9%85%D8%AF%D9%88%D9%84%D8%A7%D8%B3%DB%8C%D9%88%D9%86|مدولاسیون]] میشود. بنابراین یک پیکربندی چند شکافی ''توری تراگسیل دامنه'' نامیده میشود.<br />
<br />
'''توری تراگسل فاز'''<br />
<br />
نوع متداولتر توری تراگسیل از راه خط کشی یا پدید آوردن خراشهای موازی در روی یک سطح شیشهای تمیز و تخت ساخته میشود. هر یک از این خراشها به عنوان یک چشمه نور پراکنده بکار میرود و مجموع آنها آرایهایی منظم از چشمههای خطی تشکیل میدهند. هنگامی که توری کاملا شفاف باشد بطوری که مدولاسیون دامنه چشم پوشیدنی باشد تغییرات منظم در ضخامت توری در عرض این توری ، یک مدولاسیون فاز ایجاد میکند و در این صورت یک توری تراگسیل داریم.<br />
<br />
<br/><br />
<br />
== ساخت توری ==<br />
<br />
امروزه توریها را با خط کشی ورقههای نازک آلومینیوم که روی ورقههای شیشهای تخت ، تبخیر شدهاند ساخته میشود. آلومینیوم که نسبتا گرم است فرسودگی اندکی در ابزار الماسی ویژه خط کشی ایجاد میکند و در ناحیه فرابنفش نیز بازتابگر بهتری است. ساخت توریهای خط کشی شده بینهایت مشکل است به میزان نسبتاً کمی ساخته میشوند. اغلب توریها از طریق ریختهگری پلاستیکی با کیفیت فوقالعاده مطلوب و یا از روی توریها دو گرفتی خط کشی شده مادر ساخته میشوند.<br />
<br />
'''توری دو بعدی'''<br />
<br />
آنچه در بالا بررسی کردیم مربوط به توری خطی بود در اینجا حالت مربوط به یک آرایه منظم دو بعدی از عناصر پراشان را در نظر بگیرید که بطور عمودی با موج تخت روشن شده است، هر جزء کوچک همچون یک چشمه همدوس نور رفتار میکند و به علت تناوبی بودن شبکه گسیلندهها ، هر موج خارج شونده نسبت به موجهای دیگر یک رابطه فازی ثابت دارد اکنون امتدادهایی وجود خواهد داشت که تداخل سازنده در آنها حاکم است. این پدیده را میتوان به نگاه مرکزی به یک چشمه نقطهای از طریق یک تکه پارچه نازک با بافت شطرنجی یا یک چای صاف کن فلزی زیر مشاهده کرد. تصویر پراشیده بطور موثر ، برهمنهی دو نقش توری است که بر هم عمود باشند.<br />
<br />
'''توری سه بعدی'''<br />
<br />
یک آرایه منظم فضایی از مراکز پراکندگی مسلما بیشینههای تداخلی در امتدادهای مرجع پدید خواهد آورد. ماکس فون لاؤه ایده نبوغ آسای استفاده از اتمهای دارای فاصله منظم در درون یک بلور را به عنوان توری سه بعدی به تصور در آورد. لاؤه باریکه باریکی از تابش سفید را به روی یک بلور منفرد هدایت کرد. صفحه حساس فیلم یک [[%D9%86%D9%82%D8%B4%20%D9%81%D8%B1%D8%A7%D9%86%D9%87%D9%88%D9%81%D8%B1|نقش فرانهوفر]] را آشکار ساخت که از آرایهای از لکههای دقیقا جایگزیده تشکیل یافته بود.<br />
<br />
== منابع ==<br />
<p style="text-align: justify"><span style="font-size:small"><span style="color: rgb(0, 0, 0); font-family: Tahoma, sans-serif; line-height: 19.200000762939453px; text-align: justify">1. کتاب نجوم به زبان ساده / مایر دگانی (نویسنده) / محمدرضا خواجه پور (مترجم) / انتشارات گیتاشناسی</span></span></p><br />
دانشنامه رشد[http://danesh.roshd.ir/mavara/mavara-index.php?page=%d8%aa%d9%88%d8%b1%db%8c+%d9%be%d8%b1%d8%a7%d8%b4&SSOReturnPage=Check&Rand=0]<br />
<br />
[[Category:فیزیک]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%85%D8%A7%D9%87_%D9%82%D9%85%D8%B1%DB%8C&diff=14377ماه قمری2013-03-30T13:05:53Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>== مقدمه ==<br />
<br />
<br />
ظاهر [[ماه]] هر شب عوض می شود. همچنان که ماه بدور [[زمین]] می گردد نیمه روشن آن که سمت [[خورشید]] است بیشتر و بیشتر نمایان می شود، و سپس باریکتر و باریکتر می شود.اگرچه،اندازه ظاهری ماه به آهستگی تغییر می کند و لرزش خفیفی که نوسان ماه نامیده می شود در طول مسیر بیضی شکل ماه قابل تشخیص است. در طول این چرخه، نور خورشید از زوایای مختلف از سوی ماه منعکس می شود و بنابراین قسمت های مختلف ماه را به اشکال مختلفی نشان می دهد.<br />
<br />
طول ماه قمری بر اساس [[ماه هلالی]] تعریف می شود.طول ماه هلالی، مدت زمان بین دو لحظه ماه نو متوالی است.مقدار متوسط طول ماه هلالی29.53 شبانه روز یا معادل 29 شبانه روز و 12 ساعت و 44 دقیقه و 3 ثانیه است و از طرفی طول ماه باید عدد صحیحی باشد بنابراین طول ماه قمری می تواند فقط 29 یا 30 روز باشد.<br />
<br />
<br />
== تقویم هجری قمری ==<br />
<br />
<br />
تقویم هجری قمری هلالی تقویم دینی مسلمانان جهان است. مبدا این تقویم اول محرم سالی است که پیامبر اکرم(ص) از مکه معظمه به مدینه منوره هجرت فرمودند. این مبدا قراردادی است و 59 تا 71 شبانهروز قبل از تاریخ تقریبی هجرت پیامبر اکرم(ص) اختیار شده است. اسلام شناسان درباره تاریخ هجرت از 1 تا 13 ربیع الاول 1 هجری قمری اختلاف نظر دارند. این مبدا در اغلب کشورهای اسلامی روز جمعه 1 محرم 1 هجری قمریی، مطابق 27 تیر 1 هجری شمسی و مطابق 16 ژوئیه 622 میلادی اختیار شده است.<br />
<br />
سالهای این تقویم شامل 12 ماه قمری هلالی است که به ترتیب عبارتند از : محرم،صفر ربیع الاول ربیع الثانی جمادی الاول جمادی الثانیه رجب شعبان رمضان شوال ذیقعده و ذیحجه. تاریخ اول هر ماه با رویت هلال ماه نو در شامگاه روز بیست و نهم یا سی ام ماه قبل ماه به ثبوت میرسد. با این حساب تعداد شبانهروزهای هر ماه قمری که برابر با مدت زمان بین دو رویت متوالی هلال ماه نو است 29 یا 30 شبانهروز گرفته میشود.<br />
<br />
== طول ماه قمری ==<br />
<br />
<br />
طول ماه هلالی مدت زمان بین دو لحظه ماه نو نجومی متوالی است. مقدار متوسط طول ماه هلالی از سال 1900 تا 2006 میلادی 530589/29 شبانهروز یا معادل 29 شبانهروز و 12 ساعت و 44 دقیقه و 9/2 ثانیه است. طول ماه هلالی متوسط ثابت نیست و به علت تاثیر عوامل نجومی به مقدار بسیار کمی تغییر میکند. طول ماه هلالی حقیقی نیز ثابت نیست و به علت تاثیر عوامل نجومی به مقدار قابل ملاحظه ای تغییر میکند. از سال 1363 هجری شمسی (مطابق 1984 میلادی) به بعد چند تن از پژوهشگران علم نجوم با انجام پژوهشها و محاسبات رایانه ای گسترده درباره تعداد زیادی از لحظههای ماه نو نجومی طول ماههای هلالی حقیقی و همچنین ترسیم نمودارهای خاص به تغییرات دقیق طول ماه هلالی حقیقی پی بردهاند.<br />
<br />
<br />
== طول سال قمری ==<br />
<br />
<br />
طول [[سال قمری]] قراردادی ( 354/36 شبانهروز) عدد صحیحی از شبانهروزهای کامل نیست. حال آنکه در محاسبات روزمره تقویم هجری قمری طول سال با تعداد شبانهروزهای کامل مورد نیاز است. از این رو تاریخ نویسان و سایر پژوهشگران برایبر طرف کردن این مشکل در تقویم هجری قمری قرار دادی از کسر شبانهروز طول سال قمری قراردادی طرف نظر می کنند و این سال 354 شبانهروزه را «سال عادی» مینامند. پس از گذشت دو یا سه سال که مجموع کسور شبانهروز طول این سالها به یک شبانهروز میرسد. در این صورت یک شبانهروز به آخر سال مورد نظر اضافه می کنند و آن سال 355 شبانهروز را «سال کبیسه» می نامند.<br />
<br />
[[رده: علوم سیارهای]]<br />
<br />
== منابع ==<br />
<br />
<br />
*محمدرضا صیاد . «تقویم هجری قمری» ماهنامه نجوم سال 4 شماره 1<br />
<br />
*محمدرضا صیاد . «مدل سازی ریاضی برای استخراج تقویم هجری قمری قراردادی» پژوهشکده تاریخ علم دانشگاه تهران شماره اول</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA_%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C_%D9%82%D9%88%D8%B3&diff=14231صورت فلکی قوس2013-03-23T15:57:40Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>[[پرونده:Costsgr.gif|صورت فلکی قوس و محدوده آن در آسمان|چپ|قاب]]<br />
<br />
در صورت فلکی قوس تعداد زیادی اجرام آسمان از جمله ۱۵ جرم[[ مسیه]] ، و روشنترین ابر آسمانی واقع در [[کهکشان راه شیری]]، در این محل استقرار یافته است. [[M22]] یک خوشه کروی قدر ۵، [[M23]] یک خوشه باز بزرگ دارای ۱۲۰[[ ستاره]] از قدر ۷ است. M8 یا [[سحابی مرداب]]، ابر وسیع زیبایی است که ستارگان جوانی را در فاصله ۱۵۰۰ [[سال نوری]] از زمین در بر گرفته و دارای قدر کلی ۶ است. M20 سحابی ۳ شاخهای است که تعدادی ستاره های خیلی داغ و جوان را در درون گاز و غبار خود جای داده است. M17 یا سحابی امگا به فاصله ۱۰۰۰۰ سال نوری از زمین دارای قدر ۷ است.<br />
<br />
<br />
<br />
== صورت فلکی قوس در افسانه ها ==<br />
<br />
حتی در بابل باستان هم قوس ( کمان ) را به عنوان یکی از صورتهای فلکی دایرة البروج می شناختند . این صورت به شکل " کمانگیر " نمایش داده می شد . یونانیان باستان در این صورت فلکی بزرگ " شیرون " (Chiron ) مرد دانشمند اسب پیکر و استاد بسیاری از قهرمانان بزرگ خود را می دیدند .<br />
مردان اسب پیکر که در واقع نیمی انسان و نیمی دیگر اسب بودند ، بنابر افسانه های یونانیان ، جملگی موجوداتی ظالم ، بی رحم و خوشگذران بودند ، تنها " شیرون " یک استثناء بود . او مردان جوانی را که بعدا" قهرمان می شدند ، تعلیم می داد و انواع فنون جنگی از قبیل فلاخن اندازی ، پرتاب نیزه و تیراندازی با کمان را به آنان می آموخت . در واقع " شیرون " مانند سایر خدایان فنا ناپذیر بود . روزی هرکول تصادفی و غیر عمدی او را با نیزه ای زهرآلود سخت مجروح کرد . جراحت چنان عمیق و بد بود ، که سراسر وجود شیرون را درد وحشتناکی فرا گرفت . مرد اسب پیکر برای رهای از درد و خاتمه داده به عذاب ، داوطلبانه از موهبت فناناپذیری چشم پوشید . بلاخره خدای خدایان زئوس اجازه داد تا او بمیرد و او را به شکل صورت فلکی به آسمان انتقال داد . در آسمان حتی می توان دو صورت فلکی را که نماینده مردان اسب پیکرند ، پیدا کرد . در آسمان جنوب ، که برای اهالی نیمکره شمالی تقریبا" به طور کامل نادیدنی است ، صورت فلکی بزرگ قنطورس ( centauri ) که آن نیز با " شیرون " ارتباط داده می شود ، قرار دارد .<br />
قوس برای یونانیان صورت فلکی شکار زمستانی نیز به شمار می آمد . اغلب این صورت فلکی به صورت مرد شکارچی نیز نمایش داده می شود .<br />
<br />
<br />
== ویژگی مهم ==<br />
<br />
صورت فلکی قوس در مرکز کهکشان راه شیری قرار گرفته به همین دلیل این صورت فلکی حاوی تعداد زیادی از اجرام عمقی آسمان و همین طور 15 جرم مسیه است.<br />
[[پرونده:Pic-2.jpg|همان طور که مشاهده میکنید این صورت فلکی در مرکز راه شیری قرار گرفته|چپ|قاب]]<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
== ستاره ها ==<br />
<br />
اپسیلون قوس به نام کمان جنوبی دارای طیف B9IV و در فاصله 85 سال نوری از مااست.این ستاره با قدر 1.9 درخشان ترین ستاره صورت فلکی قوس محسوب میشود.<br />
همچنین این صورت فلکی دارای سه ستاره متغیر V 1492،RU SGR،RT SGR نیز میباشد.<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
== اجرام عمق آسمان ==<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
این صورت فلکی دارای ۱۵ جرم مسیه میباشد دلیلش هم این است که در راستای کهکشان راه شیری قرار دارد.<br />
<br />
،[[M8|مسیه۸]]<br />
<br />
،[[M17|مسیه ۱۷ ]]<br />
<br />
،[[M18|مسیه ۱۸ ]]<br />
<br />
،[[M20|مسیه ۲۰ ]]<br />
<br />
،[[M21|مسیه ۲۱ ]]<br />
<br />
،[[M22|مسیه ۲۲ ]]<br />
<br />
،[[M23|مسیه ۲۳]]<br />
<br />
،[[M24|مسیه ۲۴]]<br />
<br />
،[[M25|مسیه ۲۵]]<br />
<br />
،[[m28|مسیه ۲۸]]<br />
<br />
،[[m54|مسیه ۵۴]]<br />
<br />
،[[m55|مسیه ۵۵]]<br />
<br />
،[[m69|مسیه ۶۹]]<br />
<br />
،[[m70|مسیه ۷۰]]<br />
<br />
،[[m75|مسیه۷۵]]<br />
<br />
B 92،<br />
B 93،<br />
NGC6822-barnard's galaxy،<br />
M8-NGC6523-lagoon nrbula،<br />
NGC 6530،<br />
NGC 6445،<br />
IC 1283/84،<br />
IC 4685،<br />
IC 1275،<br />
NGC 6559،<br />
NGC 6624،<br />
<br />
== منابع==<br />
کتاب صورت های فلکی ، نوشته احمد دالکی <br />
<br />
دانشنامه ستارهشناسی<br />
<br />
ویکی پدیا انگلیسی <br />
<br />
<br />
[[رده:صور فلکی]]<br />
{{صور فلکی}}</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%D9%88%D8%A7%D9%86_%DA%AF%D8%B1%D8%AF%D8%A2%D9%88%D8%B1%DB%8C_%D9%86%D9%88%D8%B1&diff=14230توان گردآوری نور2013-03-23T15:41:31Z<p>Space: </p>
<hr />
<div><br />
توان درشتنمایی لزوما مهمترین توان [[تلسکوپ]] نیست. اصولا ساختن تلسکوپی با توان درشتنایی تلسکوپ مونت پالومار حتی برای یک دانش آموز امکانپذیر است. کافی است که یک عدسی شیئی مثلابه قطر 3 اینچ و فاصله کانونی 700 اینچ بخریم یا بسازیم و آن را در سر یک لوله ی 700 اینچی نصب کنیم اگر یک عدسی چشمی با فاصله کانونی یک اینچ در سر دیگر لوله قرار دهیم و سپس به ماه نگاه کنیم تصویر ماه را 700 بار درشت تر می بینیم اما مشکلات زیادی در سر راه این کار وجود دارد که کاربرد علمی چنین تلسکوپ هایی را ناممکن میکند. حتی اگر بتوانیم لوله ی این تلسکوپ را به خوبی بسازیم و اثر چرخش زمین به دور محورش را حذف کنیم (یعنی لوله ی تلسکوپ را در خلاف جهت چرخش زمین جابه جا کنیم تا میدان دید در اثر چرخش زمین تغییر نکند) بزرگترین مایه یاس نورانیت تصویری است که ار تلسکوپ میبینیم. در تلسکوپی که قطر شیئی آن بسیار کم اما فاصله کانونی آن بسیار زیاد است تصویر ایجاد شده چنان کم نور است که اصلا قابل مقایسه با تصویر ایجاد شده در تلسکوپ 200 اینچی نیست این واقعیت را با آوردن مثال دیگری میتوان فهمید.<br />
<br />
فرض کنید تلسکوپی ساخته شده است که قطر شیئی ان به همان اندازه ی قطر چشم انسان ( تقریبا یک سوم اینچ یا در جدود 8 میلیمتر ) است. اگر درشتنمایی این تلسکوپ بسیار زیاد باشد مثلا اجسام را 700 برابر بزرگ نشان دهد چشم از طرق آن به همان اندازه نور دریافت می کند که بدون استفاده از آن. اما در این حالت نور به چنان درشتنمایی می رسد که بخش بسیار بزرگی از میدان دید ظاهری را در بر می گیرد یعنی مساحت میدان دید 700 به توان دو بار بیشتر از میدان دید بدون تلسکوپ است بنابراین اگر با این تسکوپ به ماه نگاه کنیم تصویر ماه 500000 بار کم نورتر از تصویری است که بدون تسکوپ می بینیم با چنین کاهشی در نورانیت اصلا گمان نمی رود که تصویری دیده شود.<br />
<br />
چون در اختر شناسی با اجسام بسیار دور وبسیار کم نور سر و کار داریم استفاده از تلسکوپهایی که توان گرد آوری نور آنها تا حد ممکن زیاد باشد بسیار مهم است توان گرد آوری نور از روی مقدار نوری که از اجسام دوردست می رسد تعیین می شود و به مساحت شیئی تلسکوپ بستگی دارد.<br />
<br />
برای مقایسه توان گرد آوری نور در تلسکوپهایی با اندازه های مختلف مساحت شیئی های انها را مقایسه می کنیم به عبارت دیگر توان دوم قطر شیئی آنها را مورد مقایسه قرار می دهیم.<ref name="multiple1">کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده </ref><br />
<br />
<br/><br />
<br />
== برای مثال ==<br />
<br />
توان گردآوری نور تلسکوپ 200 اینچی در مقایسه با یک تلسکوپ 3 اینچی 4000 بار بیشتر است، زیرا 3*3=4000 : 200*200یعنی اینکه اختر شناس با تلسکوپ 200 اینچی تصویر یک جسم را 4000 بار نورانیتر از تصویری میبیند که تسکوپ3 اینچی ایجاد می کند . بیشتر اجسام کیهانی در فواصل بسیار دوردستی قرار دارند که بدون استفاده از تلسکوپهای بزرگ نمی توان آنها را رصد کرد.<br />
<br />
به همین دلیل است که اخترشناسان سعی می کنند تلسکوپهایی بسازند که [[شیئی]] های آنها تا حد ممکن بزرگ است.<ref name="multiple1">کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده </ref><br />
<br />
== منبع ==<br />
<br />
<references /><br />
<br />
[[Category:نجوم رصدی|نجوم_رصدی]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=M90&diff=14214M902013-03-22T17:57:38Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}M90 یا [[فهرست مسیه|مسیه]] 90 [[کهکشان مارپیچی]] از[[ قدر]]10.5 بوده که در [[صورت فلکی سنبله]] واقع شده است.این جرم که در فاصله 60 ملیون [[سال نوری]] از زمین واقع شده است در[[ فهرست NGC]] عدد 4569 را به خود اختصاص داده است.<br />
<br />
[[پرونده:Messier 90.jpg]]<br />
<br />
[[رده : فهرست اجرام مسیه]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=M90&diff=14213M902013-03-22T17:56:56Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}{{نوشتار خرد}}M90 یا [[مسیه]] 90 [[کهکشان مارپیچی]] از[[ قدر]]10.5 بوده که در [[صورت فلکی سنبله]] واقع شده است.این جرم که در فاصله 60 ملیون [[سال نوری]] از زمین واقع شده است در[[ فهرست NGC]] عدد 4569 را به خود اختصاص داده است.<br />
<br />
[[پرونده:Messier 90.jpg]]<br />
<br />
[[رده : فهرست اجرام مسیه]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%D9%84%D8%B3%DA%A9%D9%88%D9%BE&diff=14212تلسکوپ2013-03-22T17:47:35Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>تا پایان قرون وسطی، چشم انسان مهم ترین وسیله ی رصد نجومی بود. ابزار مکانیکی مختلفی به کمک چشم آمدند تا موقعیت اجرام سماوی را در آسمان اندازه بگیرند. در آغاز قرن هفدهم، تلسکوپ در هلند اختراع شد، و در سال 1609، گالیله نخستین رصدهای نجومی خود را با این ابزار جدید انجام داد. عکاسی نجومی در اواخر قرن نوزدهم پا به عرصه ی وجود گذاشت؛ و در چند دهه ی اخیر، انواع بسیاری از آشکارسازهای الکترونیکی جهت مطالعه ی تابش الکترومغناطیسی که از فضا می رسد به کار گرفته شده است. هم اکنون می توان طیف الکترومغناطیسی را، از کوتاه ترین پرتوهای گاما تا امواج بلند رادیویی، جهت مشاهدات نجومی مورد استفاده قرار داد. [1]<br />
<br />
<br />
==پیشینه==<br />
<br />
هزاران سال بود که مطالعه ستارگان فقط از راه چشم انجام می گرفت. اولین مدارک استفاده از تلسکوپ مربوط به [[تلسکوپ شکستی]] است که در سال1608درهلند پدیدار شد پیشرفت ان به3نفرنسبت داده میشود:لیپرشی و زاخاریاس جانسن که در میدل بارگ عینک ساز بود وجاکوب میتیوس ازشهر الکمار.[[گالیله]] درسالهای بعد اصلاحات بزرگی روی این طرح انجام داد این پدیده که در اینه میتواند به جای [[عدسی]] مورد استفاده گیرد محصول تحقیقی بود که مدت کمی پس از اختراع [[تلسکوپ شکستی]] انجام شد.استفاده از اینههای سهمی گون باعث وجود مزایای:کاهش اصولی [[خطای کروی]] و عدم وجود [[خطای رنگی]] شد که تعداد زیادی طرح پیشنهادی وچندین تلاش برای ساخت اینه بازتابی را در پی داشت.درسال 1668 [[ایزاک نیوتن]] اولین [[تلسکوپ بازتابی]] کاربردی را ساخت که بعدها تلسکوپ بازتابی نیوتنی نام گرفت. اختراع عدسی بی رنگ در سال 1733خطای رنگی را اندکی تصحیح کرد.امروزه توانایی ساخت عدسیهای ساده کوتاهترنقش مهمی در تلسکوپهای شکستی دارد.تلسکوپ بازتابی اگرچه توسط مشکلات رنگی موجود در شکستهای نور محدود نمیشود اما بر اثر تیرگی سریع دچار اختلال میشوند که این مشکل با استفاده از اینههای فلزی که در طب کاربرد داشتند حل شد ومشکل سبک سازی اینههای فلزی نیز باساخت اینههای شیشه ای نقره اندود درسال 1857و اینههای اندود شده توسط الومینیوم درسال 1932 حل شد. حداکثر اندازه فیزیکی برای تلسکوپهای شکستی درحدود1متر(40)اینچ است.اکثریت قریب اتفاق تلسکوپهای ساخته شده در قرن بیستم ازنوع بازتابی بودند بزرگترین تلسکوپهای بازتابی در حال کار بزرگتر از 10 متر(33فوت)است قرن بیستم همچنین پیشرفت در ساخت تلسکوپهای فعال در طیف بزرگ از طول موجها(از [[امواج رادیویی]] تا امواج گاما)را نشان میدهد.اولین [[تلسکوپ رادیویی]] هدفمند نیز در سال 1937 وارد عملیات ساخت شد.سپس پیشرفت شگرفی در تنوع مجموعه ابزار نجومی انجام شد. ساخت دوربین را اولین بار به یک عینک ساز هلندی بنام هانس لیپرشی نسبت میدهند. وی با کنار هم گذاشتن چند عدسی توانسته بود وسیلهای بسازد که اجسام دور را بزرگ تر نشان دهد.<br />
<br />
اما بدون شک اولین مخترع تلسکوپ شکستی نجومی را گالیله میدانیم. او بود که برای اولین بار با استفاده از دو عدسی که خود ساخته بود توانست آسمان را رصد کند و به بررسی [[ماه]]، اقمار [[مشتری]]، و سایر اجرام آسمانی بپردازد. بزرگنمایی اولین تلسکوپ گالیله حدود ۳ برابر بود ولی بعدها توانست تلسکوپی با بزرگنمایی ۳۰ برابر نیز بسازد. با این وجود تلسکوپهای گالیله کیفیت بالایی نداشتند و دلیل آن مشکل بودن ساخت عدسی و همچنین وجود شیشههای نامرغوب بود.<br />
<br />
در حدود سالهای ۱۶۷۰ میلادی اسحاق نیوتون دانشمند انگلیسی توانست سیستم نوری جدیدی را پایه ریزی کند که بعدها تلسکوپ بازتابی یا نیوتونی نام گرفت. وسیله او از یک آینه مقعر و یک آینه تخت تشکیل میشد که در یک لوله قرار گرفته بودند. آینه تلسکوپ نیوتون از فلز ساخته شده بود و قطری در حدود ۵ سانتی متر داشت بهمین دلیل تصاویری که ایجاد میکرد بسیار مبهم بودند.<br />
<br />
حدود ۴ سال بعد از اختراع نیوتون فردی بنام جویلام کسگرین طرح جدیدی را برای تلسکوپ نیوتون ارائه کرد. در این طرح نور بازتاب شده از آینه مقعر بجای بازتاب از آینه تخت بوسیله یک آینه محدب به پشت لوله ارسال میشود. مهمترین مزیت این طرح کوتاه تر شدن طول لوله تلسکوپ در حدود نصف طول اولیه بود و این امر برای تلسکوپهای غول پیکر امروزی بسیار اهمیت مییابد. با این وجود طرح کسگرین مورد استقبال قرار نگرفت و سالها بعد دانشمندان به اهمیت آن پی بردند.<br />
پس از حدود دو قرن روند ارتقا و بهبود کیفیت نوری تلسکوپها ادامه یافت تا اینکه در سال ۱۹۳۰ عینک سازی بنام برنارد اشمیت وسیله جدیدی اختراع کرد. در این طرح از یک تیغه شیشهای مخصوص استفاده میشد که بر سر تلسکوپهای بازتابی قرار میگرفت و ابیراهی کروی را از بین میبرد و دیگر احتیاجی به ساخت آینههای سهموی نبود. علاوه بر اینها این نوع تلسکوپها میدان دید بسیار بالایی داشتند و اگر با سیستم کسگرین مخلوط میشدند تلسکوپی بدست میآمد که از هر جهت بر سایر تلسکوپها برتری داشت. امروزه بسیاری از منجمان نیمه آماتور از این تلسکوپها استفاده میکنند.<br />
<br />
پس این اختراعات تلسکوپها روزبه روز پیشرفت کردند و از کیفیت بهتری برخوردار شدند. کم کم امکانات بیشتری به تلسکوپها اضافه شد و کارخانجات ساخت ابزار آلات نجومی پا به عرصه حیات نهادند. با وجود این حرفها هنوز هم بسیاری از [[ستارهشناس]]ان تلسکوپشان را خودشان میسازند. رصد اجرام آسمانی از درون تلسکوپی که خود شخص آن را ساختهاست صفای خاصی دارد!<br />
اغلب گالیله را نخستین کسی میدانند که از تلسکوپ برای مشاهدات نجومی بهره گرفت. تا آن زمان شناخت بشر از آسمان محدود به قوه بینایی بود و ابزاری برای مشاهده آسمان وجود نداشت. اخترشناسانی چون گالیله و کپلر به کمک تلسکوپ دامنه آگاهی بشر از هستی را وسعت بخشیدند. این منجمان با بهره گیری از تلسکوپ، بر باورهای باطل بشر درباره مرکزیت زمین در کائنات، خط بطلان کشیدند.<br />
<br />
تلسکوپ در سده ۱۸ میلادی برای ستارهشناسان به ابزاری غیر قابل چشم پوشی بدل شده بود. با پیشرفت فن تراش عدسیها و دانش اپتیک، تلسکوپهای بزرگتر و بهتر در رصد خانهها نصب شد. حال آدمی سیارات و ستارگانی را میدید که پیش از اختراع تلسکوپ از وجود آنها بی خبر بود. او به یاری تلسکوپ پی برد جهان بزرگتر از پندارهایش است.<br />
با افزایش بزرگنمایی و وضوح تصاویر تلسکوپ ها، دامنه شناخت بشر از دنیای پیرامونش، بزرگ و بزرگتر شد. با این حال در آغاز سده بیستم، اغلب ستارهشناسان اعتقاد داشتند که، جهان فقط از یک کهکشان تشکیل شدهاست که همان راه شیری است که منظومه خورشیدی از اجزای آن است.<br />
در سال ۱۹۲۴ ادوین هابل، ستارهشناس آمریکایی با استفاده از تلسکوپ ۱۰۰ اینچی خود کهکشانهای بسیاری، خارج از [[کهکشان راه شیری]]، رصد کرد. وی مشاهده کرد که [[کهکشان]]ها در حال دور شدن از یکدیگر هستند. پس جهان در حال گسترش است. کشف وی بار دیگر مرزهای شناخت هستی را فروریخت و در پی آن نظریه انفجار بزرگ مطرح شد که تاکنون بهترین پاسخ به دورشدن کهکشانهاست.<br />
<br />
اخترشناسان برای مشاهده بهتر آسمان، تلسکوپها را در کوهستانها و نواحی عاری از گرد و غبار و نور شهرها، نصب میکنند با این وجود برای رصد آسمان، در بند شرایط جوی هستند. [2]<br />
<br />
==تلسکوپ در دنیای امروزی==<br />
امروزه تلسکوپ ها در دنیایی که به دنبال ناشناخته های [[فضا]]های دور از مادر زمین می گردد نقش مهمی ایفا می کنند. تلسکوپ ها نور [[اجرام سماوی]] را جمع آوری کرده با متمرکز نمودن امواج نوری یک تصویر تشکیل میدهند. امروزه اکثر ستارهشناسان از تلسکوپ به تنهائی استفاده نمیکنند بلکه به آن ابزاری نظیر دوربین رایانه و طیف نما متصل میکنند تا بیشترین اطلاعات ممکن را از نور بگیرند. تلسکوپ چه کوچک و چه بزرگ ابزاری است که توانایی این را به ما می دهد تا اعماق آسمان را چه برای تفریح و چه برای تحقیقات علمی رصد کنیم. تلسکوپ ها انواع متفاوتی دارند که شامل تلسکوپ های شکستی،تلسکوپ های بازتابی و تلسکوپ های کاتادیوپتریک(ترکیبی) هستند.در این مقاله سعی می شود علاوه بر معرفی مفصل ساختار و عملکرد آنها، به معرفی تولیدکنندگان انبوه انواع آنها و قیمت تلسکوپ ها نیز پرداخته و به معایب آنها نیز اشاره کرده و راه حل این عیوب را به تفصیل شرح دهیم. همچنین مزایای استفاده از آنها را بگوییم.<br />
<br />
==انواع تلسکوپ های نور مرئی==<br />
<br />
تلسکوپ های مرئی نیز خود به انواعی تقسیم می شوند که مهم ترین آن عبارتند :<br />
<br />
1. تلسکوپ های شکستی <br />
<br />
2. تلسکوپ های بازتابی <br />
<br />
3.تلسکوپ های کاتادیوپتریک<br />
<br />
<br />
<br />
===تلسکوپ شکستی===<br />
<br />
عدسی، وظیفه "انتقال" نور رو در چشم انسان، عینک، دوربین عکاسی و فیلم برداری، تلسکوپها، میکروسکوپها و یا ذره بین و خیلی موارد دیگر به عهده داره. طیف بسیار زیادی از عدسی ها امروزه کاربردهای گوناگونی دارند. نوع ساختار عدسی ها از لحاظ هندسی میزان جلو، عقب و زاویه دار شدن مرکز تشکیل کانون نور و همچنین وسعت دید رو مشخص میکنند. و از لحاظ رنگ و مواد سازنده آن، تنوع تشکیل تصویر در حالات مختلف رو منجر میشود. انواع لنزهای پولاریزه، ND، آنتی رفلکس و ... باعث تشکیل تصویرهای مختلف و متفاوت میشود.<br />
تلسکوپ های شکستی از عدسی ساخته می شوند و دارای دو قسمت شیئی و چشمی می باشد. از این نوع تلسکوپ ها برای اولین بار گالیله استفاده کرد که از این رو به این گونه تلسکوپ ها گالیله ای نیز میگویند . <br />
<br />
==== تولید کنندگان تلسکوپ های شکستی====<br />
<br />
مشهور ترین تلسکوپ در رده اخیر،تلسکوپ شکستی " two point four" یا 4/2 اینچی است که بیشتر رصد گران کاوش های آسمانی خود را با آن آغاز کردند. این تلسکوپ ها معمولا از آسیای شرقی وارد می شوند و کیفیتشان از خوب تا ملالت آور است. شکستی های یونیترون از نظر مکانیکی و اپتیکی برترند که در ژاپن ساخته می شوند.در بازار جهانی کمپانی های اسکای واچر، سلسترون،مید، ادموند و اوریون شکستی های ابتدایی از 70 تا 80 میلیمتر را با قیمت 100 تا 300 دلار عرضه می کنند . شکستی هایی با اپتیک قوی و پیشرفته را کارخانه هایی مانند ویلیام اپتیکس،بُرگ،اسکای واچر،گوتو،هِلیوس ، کُنوس،مید،مورناگان،اوریون،پاسیفیک تلسکوپ،اِستِلاروو،یونیترون،ویکسن و زایس با قیمت 500 دلار به بالا عرضه می نمایند. <br />
<br />
====انواع تلسکوپ های شکستی====<br />
<br />
شکستی ها انواع مختلفی دارند که عبارتند از:<br />
<br />
1- تلسکوپ شکستی آکروماتیک <br />
<br />
2- تلسکوپ شکستی آپوکروماتیک<br />
<br />
=====تلسکوپ شکستی آکروماتیک===== <br />
<br />
همانطورکه گفته شد تلسکوپ های شکستی از دو قسمت شیئی و چشمی عدسی شیئی تک برای جمع آوری نور و کانونی کردن آن و از یک چشمی ساده برای بزرگنمایی تصویر استفاده می شد که دارای معایب مهمی مانند ابیراهی رنگی بود به همین سبب برای رفع این مشکل قسمت شیئی را از دو عدسی ساختند که منجر به ساخت تلسکوپ های شکستی نوع آکروماتیک شد.نسبت کانونی این نوع تلسکوپ ها از f/7 تا f/11 می باشد که به این تلسکوپ ها اصطلاحا" تلسکوپ کند" می گویند.<br />
<br />
=====تلسکوپ شکستی آپوکروماتیک=====<br />
<br />
تلسکوپ های شکستی آکروماتیک سنتی پس از دو قرن استفاده گسترده حالا جای خود را به مدلی پیشرفته تر به نام شکستی های آپکروماتیک می دهند. عدسی شیئی این نوع تلسکوپ ها از چندین عدسی ساخته شده اند که از جنس ED هستند و تلسکوپ هایی که شیئی آنها از سه قسمت تشکیل شده باشد به اصطلاح تریبلت می گویند. بین این عدسی ها را از گاز نیتروژن پر می کنند. نسبت کانونی تلسکوپ های شکستی آپوکروماتیک معمولا ازf/4 تا f/9 می باشد که به این تلسکوپ ها " تلسکوپ تند"می گویند. همچنین به علت پایین بودن نسبت کانونی از این نوع تلسکوپ ها برای عکاسی نجومی نیز استفاده می کنند.<br />
<br />
===[[تلسکوپ بازتابی]]===<br />
<br />
به علت اینکه تلسکوپ شکستی بسیار گران و ساخت آنها نیز دشوار بود ،تلسکوپ های بازتابی ابداع شد که اساس کار آنها با آینه می باشد. <br />
<br />
====انواع تلسکوپ های بازتابی====<br />
<br />
دو نوع تلسکوپ بازتابی وجود دارد که عبارتند از: <br />
<br />
1- تلسکوپ های نیوتنی<br />
<br />
2- تلسکوپ های کاسگرین<br />
<br />
=====تلسکوپ های نیوتنی=====<br />
<br />
این نوع تلسکوپ ها توسط سر ایزاک نیوتن ابداع شد که در آن به جای عدسی شیئی ،از یک آینه مقعر یا سهموی به نام آینه اولیه در ته لوله استفاده می شود و همچنین از یک آینه تخت به نام آینه ثانویه که به صورت 45 درجه،15 سانتی متر قبل از نقطه کانونی آینه اولیه قرار گرفته پرتو های نوری کانونی شده به عدسی چشمی می فرستد. نسبت کانونی تلسکوپ های بازتابی f/4 تا f/10 می باشد. این نوع تلسکوپ ها نیز مانند آپوکروماتیک ها تلسکوپ تند هستند و برای عکاسی نجومی نیز ایده آل می باشند.برای اینکه در آینه های تلسکوپ های نیوتنی نور جذب نشود سطح آینه ها را با لایه ای از نقره اندود می کنند.هم اکنون پرسشی که به وجود می آید این است که چرا با نقره اندود می کنند؟ چون اولاً نقره بیش از 95 درصد نور را بازتاب می کند و ثانیاً دیرتر اکسید می شود.<br />
<br />
======تولیدکنندگان تلسکوپ های بازتابی نیوتنی======<br />
<br />
برخی کارخانه هایی که تلسکوپ نیوتنی را عرضه می کنند عبارتند از :اوریون،اسکای واچر،پاسیفیک تلسکوپ،سلسترون و کُنوس که با قیمت200 دلار و به بالا می باشند<br />
<br />
خیلی زود پس از این که نیوتن تلسکوپ بازتابی خود را اختراع کرد،گیوم کاسگرین هم عصر فرانسوی نیوتن،نوع تغییر یافته آن را به جهان عرضه کرد که امروز آن را با نام بازتابی کاسگرین می شناسیم. در این مدل به جای آینه تخت که نور را به سوی کنار لوله تلسکوپ –یعنی چشمی- هدایت می کند،آینه ثانویه محدبی جانشین شده که مخروط هم گرای نور را به انتهای لوله و به درون روزنه ای در وسط آینه اولیه سهموی هدایت می کند که نور را در آنجا کانونی میشود. <br />
=====تلسکوپ های کاسگرین=====<br />
======تولیدکنندگان تلسکوپ کاسگرین======<br />
<br />
پارکس اپتیکال ،اپتیکال گایدَنس،پارالاکس،ویکسن و گوان شنگ از جمله کمپانی هایی هستند که کاسگرین ها با قیمت 600 تا 16000 دلار به بازار عرضه می کنند.<br />
<br />
======انواع کاسگرین ها======<br />
<br />
تلسکوپ بازتابی کاسگرین نیز خود به دو نوع ریچی-کرتین و دال-کرکهام تقسیم می شوند.<br />
<br />
1- ریچی کرتین: در تلاش برای بهبود کیفیت تصویر تلسکوپ های بازتابی کاسگرین کلاسیک برای کار عکسبرداری ژرژ ریچی و هنری کرتین با هم سیستم فوق العاده ای را در اوایل دهه 1900 میلادی ابداع کردند که به ریچی کرتین معروف شد. در این تلسکوپ که عموما با نسبت کانونی f/8 یا f/9 کار می کند،آینه های اصلی و ثانویه هذلولی آن نسبت به کاسگرین های معمولی میدان دیدی بزرگتر و تخت تر،بدون هیچ گونه خطای کما فراهم می سازد. و در حالیکه این تلسکوپ در اصل برای اهداف عکاسی طراحی شده بود در مدل های مدرن تر آن رصد عادی نیز عالی است. از این مدل تلسکوپ کاسگرین در طراحی رصد خانه ها مانند دوقلوهای بازتابی 400 اینچی کک و همچنین در تلسکوپ فضایی هابل نیز استفاده می شود.<br />
<br />
2- دال – کرکهام : نوع دیگر تلسکوپ های بازتابی کاسگرین کلسیک مدل دال – کرکهام است که آن را هاریس دال عینک سا در سال 1928 ابداع کرد و سپس منجم آماتوری به نام آلن کرکهام آن را بهبود بخشید. در این مدل از یک آینه اصلی بیضوی و آینه ثانویه کروی استفاده می شود که ساختن آنها از آینه های کاسگرین های کلاسیک ساده تر است و به همین سبب هم در میان تلسکوپ سازان آماتور بسیار محبوب شده است. نسبت کانونی موثر آن معمولا از f/12 یا بیشتر است که برای رصد سیارات و ماه عالی است. این نوع تلسکوپ ها به طور گسترده در دسترس نمی باشند.<br />
<br />
<br />
===تلسکوپ کاتادیوپتریک( ترکیبی)===<br />
<br />
اختراع تلسکوپ های شکستی و بازتابی با فاصله زمانی 60 سال از هم رخ داد اما تا حدود سه قرن پس از آن تلسکوپ جدیدی ابداع نشد.آن هنگام بود که فکر تلفیق ویژگی های دو تلسکوپ بازتابی و شکستی در یک تلسکوپ در ذهن طراحان تلسکوپ شکل گرفت و تلسکوپ کاتادیوپتریک خلق شد.<br />
<br />
====انواع تلسکوپ های کاتادیوپتریک====<br />
<br />
تلسکوپ های کاتادیوپتریک عبارتند از :<br />
<br />
1- ماکستوف-کاسگرین <br />
<br />
2- اشمیت- کاسگرین<br />
<br />
3 - ماکستوف نیوتنی <br />
<br />
4- اشمیت نیوتنی. <br />
<br />
=====تلسکوپ ماکستوف – کاسگرین=====<br />
در دهه 1940 دیمیتری ماکستوف یک عدسی هلالی را با تلسکوپ بازتابی کاسگرین تلفیق کرد تا عملکرد رصدی و عکاسی آن را بهبود بخشد و حاصل تلسکوپ ماکستوف – کاسگرین شد.در این دستگاه هر گونه خطای ذاتی،حاصل از آینه اصلی کروی مایل،در نور وارد شده از عدسی هلالی تصحیح می شود. آنگاه مخروط همگرای نور،که از آینه اصلی می آید،به سوی انتهای لوله و آینه ثانویه نصب شده پشت عدسی هلالی بازتاب میشود. در طرح تغییر یافته این تلسکوپ، که به گرگوری- ماکستوف مشهور است و جان گرگوری در سال 1957 آن را ابداع کرد،آینه ثانویه در واقع لکه آلمینیوم اندود شده ای بر مرکز سطح سیاه خود عدسی هلالی است. بسیاری از ابزار هایی که امروز در بازار با عنوان ماکستوف-کاسگرین فروخته می شود از همین سیستم استفاده می کنند و در واقع گرگوری-ماکستوف به شمار می آیند.در این تلسکوپ خطاهایی مانند آستیگماتیسم، ابیراهی رنگی و کُما به طور کامل از بین رفته است و ابیراهی کروی که از عدسی هلالی ناشی میشود ابیراهی کروی آینه اصلی را خنثی کرده و از بین می برد. نسبت کانونی این نوع تلسکوپ معمولا بین f/10 تا f/15 می باشد، که جزء تلسکوپ های کند به شمار می آید.<br />
<br />
======تولید کنندگان تلسکوپ ماکستوف – کاسگرین======<br />
<br />
نخستین تلسکوپ ماکستوف-کاسگرین جهان که به بازار عرضه شد مدل کیوستار 5/3 اینچی،f/14 بود که آنرا "لارنس بریمر" در سال 1954 ارئه داد که قیمتی در حدود900 دلار داشت. در دهه 1990 شرکت مید در واقع مدل قابل خریداری کیوستار را به بازار عرضه کرد،تلسکوپ ماکستوف-کاسگرین 5/3 اینچی ،f/13/8 به قیمت 500 دلار! پس از آن مدل های 4 و 5 اینچی به ترتیب با نسبت های کانونی f/14 و f/15 را تولید کرد.سرانجام یک 7 اینچیf/15 به خط تولید آن اضافه شد.ماکستوف های مید که به سریETX مشهور بودند آنقدر محبوب شدند که دو کتاب درباره آنها نوشته شد: استفاده از مید ای تی ایکس نوشته "مایک ویزنر" و تلسکوپ ای تی ایکس نوشته "لیلیان هابز". پس از آن در سال 2001 اوریون با ماکستوف استارمکس 90 میلیمتری ،f/14 با قیمت 300 دلار پا به این عرصه گذاشت و پس از آن با مدل های102،127و 150 میلیمتر با قیمت700 دلار را عرضه کرد.در حال حاضر بزرگترین عرضه کننده ماکستوف در اندازه90 تا 180 میلیمتری شرکت اسکای واچر است.<br />
<br />
=====تلسکوپ اشمیت – کاسگرین=====<br />
<br />
محبوب ترین و مشهورترین سیستم کاتادیوپتریک تلسکوپ اشمیت- کاسگرین(SCT) است. که برای اولین بار توسط کلنر در سال 1910 ارائه شد . 20 سال بعد یعنی در سال 1930 بر نهاد اشمیت که یک نور شناس اهل استوونی بود اولین تلسکوپ اشمیت- کاسگرین را ساخت. آن در این مدل یک تیغ تصحیح کننده نازک و انحنا دار اشمیت برای جبران ابیراهی رنگی آینه اصلی مقعر سریع به ابزار مدل کاسگرین اضافه و آینه ثانویه پشت این صفحه نصب شده است. نسبت کانونی معمولا بین f/10 تا f/14 می باشد.<br />
<br />
======تولیدکنندگان تلسکوپ اشمیت – کاسگرین======<br />
<br />
بنیان گذار شرکت سلسترون،تام جانسون، نخستین نمونه تجاری این تلسکوپ را در سال 1970 به بازار عرضه کرد. این همان مدل کلاسیک c8 است که سرانجام پرفروش ترین تلسکوپ در جهان شد. در کنار تلسکوپ c8 مدل های c5،c9.25 ،c11،c14 را به خط تولید خود اضافه کرد. در سال 1980 شرکت مید خط تولید وسیع تلسکوپ های اشمیت خود را عرضه کرد که از 8 اینچی شروع شد و سرانجام به 10،12، 14، 16 اینچی رسید.به دنبال محبوبیت تلسکوپ 8 اینچیSCT سلسترون، شرکت کریتریون نیز مدل 8 اینچی خودش را با نام داینامَکس با قیمتی کمتر ازc8 به بازار عرضه کرد ولی هیچگاه به کیفیت مکانیکی و اپتیکی سلسترون و مید نرسید و سرانجام تولیدش متوقف شد.<br />
<br />
=====تلسکوپ اشمیت نیوتنی=====<br />
<br />
شرکت مید در تلاشی برای تصحیح خطای کُما در بازتابی هایی با نسبت کانونی کم مدل اشمیت-نیوتنی را سال ها پیش در اندازه های 6 ،8 و 10 اینچی به بازار عرضه کرد.یک تیغه تصحی کننده اشمیت در بالای لوله قرار می گیرد که درست در لبه میدان دید چشمی تصویری واقعا منحنی ایجاد می کند این تیغه همچنین تلسکوپ را در برابر گرو وغبار و جریان های حرارتی عایق بندی می کند و احتیاج به پشتیبان آینه ثانویه را کاهش می دهد زیرا خود آینه به پشت تصحیح کننده متصل است. این سیستم های سریع که معمولا با نسبت کانونی f/4 تا f/5 هستند هم برای رصد و هم برای عکاسی نجومی میدان دیدهایی وسیع و بدون اثر خطا کُما در اختیار می گذارد. <br />
<br />
=====تلسکوپ ماکستوف نیوتنی=====<br />
<br />
در این مدل به تلسکوپ نیوتنی یک عدسی هلالی به شدت منحنی به تلسکوپ نیوتنی سریع معمولا با نسبت کانونی f/4 تا f/6 اضافه شده تا در میدان دیدی باز تصویری با کیفیت فوق العاده ارائه کند. این ابزار ،بر خلاف اشمیت نیوتنی ها می تواند تصاویر با جزئیاتی از ماه و سیارات ارائه کند.<br />
<br />
======تولیدکنندگان تلسکوپ ماکستوف نیوتنی======<br />
<br />
این نوع تلسکوپ کاتادیوپتریک از سوی شرکت های مختلفی به بازار عرضه می شوند، که می توان به لومو،اینِتس،اینِِتس ماکرو،اسکای واچر و اوریون اشاره کرد که در اندازه هایی از 4 تا 12 اینچ و قیمتهایی از 1000 دلار تا 4000 دلار به بازار عرضه می کنند<br />
<br />
<br />
== منابع ==<br />
1. کتاب مبانی ستارهشناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاهعلی [http://fa.wikipedia.org/wiki/%D9%85%D8%A8%D8%A7%D9%86%DB%8C_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%E2%80%8C%D8%B4%D9%86%D8%A7%D8%B3%DB%8C_(%DA%A9%D8%AA%D8%A7%D8%A8)] [http://astronomy2012.blogfa.com]<br />
<br />
2. مقاله آشنایی با تلسکوپ های نوری نویسنده : علی شهبازی<br />
<br />
3. کتاب فن آوری تلسکوپ ها، نویسنده سی.آر.کیچین،مترجم: سید جواد نورایی<br />
<br />
4. کتاب طراحی و ساخت تلسکوپ های اپتیکی و رادیویی ، نویسنده: دکتر سعد الله نصیری قیداری<br />
<br />
[[رده:ابزارهای نجومی]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%D9%84%D8%B3%DA%A9%D9%88%D9%BE&diff=14211تلسکوپ2013-03-22T17:33:08Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>تا پایان قرون وسطی، چشم انسان مهم ترین وسیله ی رصد نجومی بود. ابزار مکانیکی مختلفی به کمک چشم آمدند تا موقعیت اجرام سماوی را در آسمان اندازه بگیرند. در آغاز قرن هفدهم، تلسکوپ در هلند اختراع شد، و در سال 1609، گالیله نخستین رصدهای نجومی خود را با این ابزار جدید انجام داد. عکاسی نجومی در اواخر قرن نوزدهم پا به عرصه ی وجود گذاشت؛ و در چند دهه ی اخیر، انواع بسیاری از آشکارسازهای الکترونیکی جهت مطالعهی تابش الکترومغناطیسی که از فضا می رسد به کار گرفته شده است. هم اکنون می توان طیف الکترومغناطیسی را، از کوتاه ترین پرتوهای گاما تا امواج بلند رادیویی، جهت مشاهدات نجومی مورد استفاده قرار داد. [1]<br />
<br />
<br />
==پیشینه==<br />
<br />
هزاران سال بود که مطالعه ستارگان فقط از راه چشم انجام می گرفت. اولین مدارک استفاده از تلسکوپ مربوط به [[تلسکوپ شکستی]] است که در سال1608درهلند پدیدار شد پیشرفت ان به3نفرنسبت داده میشود:لیپرشی و زاخاریاس جانسن که در میدل بارگ عینک ساز بود وجاکوب میتیوس ازشهر الکمار.[[گالیله]] درسالهای بعد اصلاحات بزرگی روی این طرح انجام داد این پدیده که در اینه میتواند به جای [[عدسی]] مورد استفاده گیرد محصول تحقیقی بود که مدت کمی پس از اختراع تلسکوپ شکستی انجام شد.استفاده از اینههای سهمی گون باعث وجود مزایای:کاهش اصولی خطای کروی و عدم وجود خطای رنگی شد که تعداد زیادی طرح پیشنهادی وچندین تلاش برای ساخت اینه بازتابی را در پی داشت.درسال 1668 [[ایزاک نیوتن]] اولین [[تلسکوپ بازتابی]] کاربردی را ساخت که بعدها تلسکوپ بازتابی نیوتنی نام گرفت. اختراع عدسی بی رنگ در سال 1733خطای رنگی را اندکی تصحیح کرد.امروزه توانایی ساخت عدسیهای ساده کوتاهترنقش مهمی در تلسکوپهای شکستی دارد.تلسکوپ بازتابی اگرچه توسط مشکلات رنگی موجود در شکستهای نور محدود نمیشود اما بر اثر تیرگی سریع دچار اختلال میشوند که این مشکل با استفاده از اینههای فلزی که در طب کاربرد داشتند حل شد ومشکل سبک سازی اینههای فلزی نیز باساخت اینههای شیشه ای نقره اندود درسال 1857و اینههای اندود شده توسط الومینیوم درسال 1932 حل شد. حداکثر اندازه فیزیکی برای تلسکوپهای شکستی درحدود1متر(40)اینچ است.اکثریت قریب اتفاق تلسکوپهای ساخته شده در قرن بیستم ازنوع بازتابی بودند بزرگترین تلسکوپهای بازتابی در حال کار بزرگتر از 10 متر(33فوت)است قرن بیستم همچنین پیشرفت در ساخت تلسکوپهای فعال در طیف بزرگ از طول موجها(از [[امواج رادیویی]] تا امواج گاما)را نشان میدهد.اولین [[تلسکوپ رادیویی]] هدفمند نیز در سال 1937 وارد عملیات ساخت شد.سپس پیشرفت شگرفی در تنوع مجموعه ابزار نجومی انجام شد. ساخت دوربین را اولین بار به یک عینک ساز هلندی بنام هانس لیپرشی نسبت میدهند. وی با کنار هم گذاشتن چند عدسی توانسته بود وسیلهای بسازد که اجسام دور را بزرگ تر نشان دهد.<br />
<br />
اما بدون شک اولین مخترع تلسکوپ شکستی نجومی را گالیله میدانیم. او بود که برای اولین بار با استفاده از دو عدسی که خود ساخته بود توانست آسمان را رصد کند و به بررسی [[ماه]]، اقمار [[مشتری]]، و سایر اجرام آسمانی بپردازد. بزرگنمایی اولین تلسکوپ گالیله حدود ۳ برابر بود ولی بعدها توانست تلسکوپی با بزرگنمایی ۳۰ برابر نیز بسازد. با این وجود تلسکوپهای گالیله کیفیت بالایی نداشتند و دلیل آن مشکل بودن ساخت عدسی و همچنین وجود شیشههای نامرغوب بود.<br />
<br />
در حدود سالهای ۱۶۷۰ میلادی اسحاق نیوتون دانشمند انگلیسی توانست سیستم نوری جدیدی را پایه ریزی کند که بعدها تلسکوپ بازتابی یا نیوتونی نام گرفت. وسیله او از یک آینه مقعر و یک آینه تخت تشکیل میشد که در یک لوله قرار گرفته بودند. آینه تلسکوپ نیوتون از فلز ساخته شده بود و قطری در حدود ۵ سانتی متر داشت بهمین دلیل تصاویری که ایجاد میکرد بسیار مبهم بودند.<br />
<br />
حدود ۴ سال بعد از اختراع نیوتون فردی بنام جویلام کسگرین طرح جدیدی را برای تلسکوپ نیوتون ارائه کرد. در این طرح نور بازتاب شده از آینه مقعر بجای بازتاب از آینه تخت بوسیله یک آینه محدب به پشت لوله ارسال میشود. مهمترین مزیت این طرح کوتاه تر شدن طول لوله تلسکوپ در حدود نصف طول اولیه بود و این امر برای تلسکوپهای غول پیکر امروزی بسیار اهمیت مییابد. با این وجود طرح کسگرین مورد استقبال قرار نگرفت و سالها بعد دانشمندان به اهمیت آن پی بردند.<br />
پس از حدود دو قرن روند ارتقا و بهبود کیفیت نوری تلسکوپها ادامه یافت تا اینکه در سال ۱۹۳۰ عینک سازی بنام برنارد اشمیت وسیله جدیدی اختراع کرد. در این طرح از یک تیغه شیشهای مخصوص استفاده میشد که بر سر تلسکوپهای بازتابی قرار میگرفت و ابیراهی کروی را از بین میبرد و دیگر احتیاجی به ساخت آینههای سهموی نبود. علاوه بر اینها این نوع تلسکوپها میدان دید بسیار بالایی داشتند و اگر با سیستم کسگرین مخلوط میشدند تلسکوپی بدست میآمد که از هر جهت بر سایر تلسکوپها برتری داشت. امروزه بسیاری از منجمان نیمه آماتور از این تلسکوپها استفاده میکنند.<br />
<br />
پس این اختراعات تلسکوپها روزبه روز پیشرفت کردند و از کیفیت بهتری برخوردار شدند. کم کم امکانات بیشتری به تلسکوپها اضافه شد و کارخانجات ساخت ابزار آلات نجومی پا به عرصه حیات نهادند. با وجود این حرفها هنوز هم بسیاری از [[ستارهشناس]]ان تلسکوپشان را خودشان میسازند. رصد اجرام آسمانی از درون تلسکوپی که خود شخص آن را ساختهاست صفای خاصی دارد!<br />
اغلب گالیله را نخستین کسی میدانند که از تلسکوپ برای مشاهدات نجومی بهره گرفت. تا آن زمان شناخت بشر از آسمان محدود به قوه بینایی بود و ابزاری برای مشاهده آسمان وجود نداشت. اخترشناسانی چون گالیله و کپلر به کمک تلسکوپ دامنه آگاهی بشر از هستی را وسعت بخشیدند. این منجمان با بهره گیری از تلسکوپ، بر باورهای باطل بشر درباره مرکزیت زمین در کائنات، خط بطلان کشیدند.<br />
<br />
تلسکوپ در سده ۱۸ میلادی برای ستارهشناسان به ابزاری غیر قابل چشم پوشی بدل شده بود. با پیشرفت فن تراش عدسیها و دانش اپتیک، تلسکوپهای بزرگتر و بهتر در رصد خانهها نصب شد. حال آدمی سیارات و ستارگانی را میدید که پیش از اختراع تلسکوپ از وجود آنها بی خبر بود. او به یاری تلسکوپ پی برد جهان بزرگتر از پندارهایش است.<br />
با افزایش بزرگنمایی و وضوح تصاویر تلسکوپ ها، دامنه شناخت بشر از دنیای پیرامونش، بزرگ و بزرگتر شد. با این حال در آغاز سده بیستم، اغلب ستارهشناسان اعتقاد داشتند که، جهان فقط از یک کهکشان تشکیل شدهاست که همان راه شیری است که منظومه خورشیدی از اجزای آن است.<br />
در سال ۱۹۲۴ ادوین هابل، ستارهشناس آمریکایی با استفاده از تلسکوپ ۱۰۰ اینچی خود کهکشانهای بسیاری، خارج از [[کهکشان راه شیری]]، رصد کرد. وی مشاهده کرد که [[کهکشان]]ها در حال دور شدن از یکدیگر هستند. پس جهان در حال گسترش است. کشف وی بار دیگر مرزهای شناخت هستی را فروریخت و در پی آن نظریه انفجار بزرگ مطرح شد که تاکنون بهترین پاسخ به دورشدن کهکشانهاست.<br />
<br />
اخترشناسان برای مشاهده بهتر آسمان، تلسکوپها را در کوهستانها و نواحی عاری از گرد و غبار و نور شهرها، نصب میکنند با این وجود برای رصد آسمان، در بند شرایط جوی هستند. [2]<br />
<br />
==تلسکوپ در دنیای امروزی==<br />
امروزه تلسکوپ ها در دنیایی که به دنبال ناشناخته های [[فضا]]های دور از مادر زمین می گردد نقش مهمی ایفا می کنند. تلسکوپ ها نور [[اجرام سماوی]] را جمع آوری کرده با متمرکز نمودن امواج نوری یک تصویر تشکیل میدهند. امروزه اکثر ستارهشناسان از تلسکوپ به تنهائی استفاده نمیکنند بلکه به آن ابزاری نظیر دوربین رایانه و طیف نما متصل میکنند تا بیشترین اطلاعات ممکن را از نور بگیرند. تلسکوپ چه کوچک و چه بزرگ ابزاری است که توانایی این را به ما می دهد تا اعماق آسمان را چه برای تفریح و چه برای تحقیقات علمی رصد کنیم. تلسکوپ ها انواع متفاوتی دارند که شامل تلسکوپ های شکستی،تلسکوپ های بازتابی و تلسکوپ های کاتادیوپتریک(ترکیبی) هستند.در این مقاله سعی می شود علاوه بر معرفی مفصل ساختار و عملکرد آنها، به معرفی تولیدکنندگان انبوه انواع آنها و قیمت تلسکوپ ها نیز پرداخته و به معایب آنها نیز اشاره کرده و راه حل این عیوب را به تفصیل شرح دهیم. همچنین مزایای استفاده از آنها را بگوییم.<br />
<br />
==انواع تلسکوپ های نور مرئی==<br />
<br />
تلسکوپ های مرئی نیز خود به انواعی تقسیم می شوند که مهم ترین آن عبارتند :<br />
<br />
1. تلسکوپ های شکستی <br />
<br />
2. تلسکوپ های بازتابی <br />
<br />
3.تلسکوپ های کاتادیوپتریک<br />
<br />
<br />
<br />
===تلسکوپ شکستی===<br />
<br />
عدسی، وظیفه "انتقال" نور رو در چشم انسان، عینک، دوربین عکاسی و فیلم برداری، تلسکوپها، میکروسکوپها و یا ذره بین و خیلی موارد دیگر به عهده داره. طیف بسیار زیادی از عدسی ها امروزه کاربردهای گوناگونی دارند. نوع ساختار عدسی ها از لحاظ هندسی میزان جلو، عقب و زاویه دار شدن مرکز تشکیل کانون نور و همچنین وسعت دید رو مشخص میکنند. و از لحاظ رنگ و مواد سازنده آن، تنوع تشکیل تصویر در حالات مختلف رو منجر میشود. انواع لنزهای پولاریزه، ND، آنتی رفلکس و ... باعث تشکیل تصویرهای مختلف و متفاوت میشود.<br />
تلسکوپ های شکستی از عدسی ساخته می شوند و دارای دو قسمت شیئی و چشمی می باشد. از این نوع تلسکوپ ها برای اولین بار گالیله استفاده کرد که از این رو به این گونه تلسکوپ ها گالیله ای نیز میگویند . <br />
<br />
==== تولید کنندگان تلسکوپ های شکستی====<br />
<br />
مشهور ترین تلسکوپ در رده اخیر،تلسکوپ شکستی " two point four" یا 4/2 اینچی است که بیشتر رصد گران کاوش های آسمانی خود را با آن آغاز کردند. این تلسکوپ ها معمولا از آسیای شرقی وارد می شوند و کیفیتشان از خوب تا ملالت آور است. شکستی های یونیترون از نظر مکانیکی و اپتیکی برترند که در ژاپن ساخته می شوند.در بازار جهانی کمپانی های اسکای واچر، سلسترون،مید، ادموند و اوریون شکستی های ابتدایی از 70 تا 80 میلیمتر را با قیمت 100 تا 300 دلار عرضه می کنند . شکستی هایی با اپتیک قوی و پیشرفته را کارخانه هایی مانند ویلیام اپتیکس،بُرگ،اسکای واچر،گوتو،هِلیوس ، کُنوس،مید،مورناگان،اوریون،پاسیفیک تلسکوپ،اِستِلاروو،یونیترون،ویکسن و زایس با قیمت 500 دلار به بالا عرضه می نمایند. <br />
<br />
====انواع تلسکوپ های شکستی====<br />
<br />
شکستی ها انواع مختلفی دارند که عبارتند از:<br />
<br />
1- تلسکوپ شکستی آکروماتیک <br />
<br />
2- تلسکوپ شکستی آپوکروماتیک<br />
<br />
=====تلسکوپ شکستی آکروماتیک===== <br />
<br />
همانطورکه گفته شد تلسکوپ های شکستی از دو قسمت شیئی و چشمی عدسی شیئی تک برای جمع آوری نور و کانونی کردن آن و از یک چشمی ساده برای بزرگنمایی تصویر استفاده می شد که دارای معایب مهمی مانند ابیراهی رنگی بود به همین سبب برای رفع این مشکل قسمت شیئی را از دو عدسی ساختند که منجر به ساخت تلسکوپ های شکستی نوع آکروماتیک شد.نسبت کانونی این نوع تلسکوپ ها از f/7 تا f/11 می باشد که به این تلسکوپ ها اصطلاحا" تلسکوپ کند" می گویند.<br />
<br />
=====تلسکوپ شکستی آپوکروماتیک=====<br />
<br />
تلسکوپ های شکستی آکروماتیک سنتی پس از دو قرن استفاده گسترده حالا جای خود را به مدلی پیشرفته تر به نام شکستی های آپکروماتیک می دهند. عدسی شیئی این نوع تلسکوپ ها از چندین عدسی ساخته شده اند که از جنس ED هستند و تلسکوپ هایی که شیئی آنها از سه قسمت تشکیل شده باشد به اصطلاح تریبلت می گویند. بین این عدسی ها را از گاز نیتروژن پر می کنند. نسبت کانونی تلسکوپ های شکستی آپوکروماتیک معمولا ازf/4 تا f/9 می باشد که به این تلسکوپ ها " تلسکوپ تند"می گویند. همچنین به علت پایین بودن نسبت کانونی از این نوع تلسکوپ ها برای عکاسی نجومی نیز استفاده می کنند.<br />
<br />
===[[تلسکوپ بازتابی]]===<br />
<br />
به علت اینکه تلسکوپ شکستی بسیار گران و ساخت آنها نیز دشوار بود ،تلسکوپ های بازتابی ابداع شد که اساس کار آنها با آینه می باشد. <br />
<br />
====انواع تلسکوپ های بازتابی====<br />
<br />
دو نوع تلسکوپ بازتابی وجود دارد که عبارتند از: <br />
<br />
1- تلسکوپ های نیوتنی<br />
<br />
2- تلسکوپ های کاسگرین<br />
<br />
=====تلسکوپ های نیوتنی=====<br />
<br />
این نوع تلسکوپ ها توسط سر ایزاک نیوتن ابداع شد که در آن به جای عدسی شیئی ،از یک آینه مقعر یا سهموی به نام آینه اولیه در ته لوله استفاده می شود و همچنین از یک آینه تخت به نام آینه ثانویه که به صورت 45 درجه،15 سانتی متر قبل از نقطه کانونی آینه اولیه قرار گرفته پرتو های نوری کانونی شده به عدسی چشمی می فرستد. نسبت کانونی تلسکوپ های بازتابی f/4 تا f/10 می باشد. این نوع تلسکوپ ها نیز مانند آپوکروماتیک ها تلسکوپ تند هستند و برای عکاسی نجومی نیز ایده آل می باشند.برای اینکه در آینه های تلسکوپ های نیوتنی نور جذب نشود سطح آینه ها را با لایه ای از نقره اندود می کنند.هم اکنون پرسشی که به وجود می آید این است که چرا با نقره اندود می کنند؟ چون اولاً نقره بیش از 95 درصد نور را بازتاب می کند و ثانیاً دیرتر اکسید می شود.<br />
<br />
======تولیدکنندگان تلسکوپ های بازتابی نیوتنی======<br />
<br />
برخی کارخانه هایی که تلسکوپ نیوتنی را عرضه می کنند عبارتند از :اوریون،اسکای واچر،پاسیفیک تلسکوپ،سلسترون و کُنوس که با قیمت200 دلار و به بالا می باشند<br />
<br />
خیلی زود پس از این که نیوتن تلسکوپ بازتابی خود را اختراع کرد،گیوم کاسگرین هم عصر فرانسوی نیوتن،نوع تغییر یافته آن را به جهان عرضه کرد که امروز آن را با نام بازتابی کاسگرین می شناسیم. در این مدل به جای آینه تخت که نور را به سوی کنار لوله تلسکوپ –یعنی چشمی- هدایت می کند،آینه ثانویه محدبی جانشین شده که مخروط هم گرای نور را به انتهای لوله و به درون روزنه ای در وسط آینه اولیه سهموی هدایت می کند که نور را در آنجا کانونی میشود. <br />
=====تلسکوپ های کاسگرین=====<br />
======تولیدکنندگان تلسکوپ کاسگرین======<br />
<br />
پارکس اپتیکال ،اپتیکال گایدَنس،پارالاکس،ویکسن و گوان شنگ از جمله کمپانی هایی هستند که کاسگرین ها با قیمت 600 تا 16000 دلار به بازار عرضه می کنند.<br />
<br />
======انواع کاسگرین ها======<br />
<br />
تلسکوپ بازتابی کاسگرین نیز خود به دو نوع ریچی-کرتین و دال-کرکهام تقسیم می شوند.<br />
<br />
1- ریچی کرتین: در تلاش برای بهبود کیفیت تصویر تلسکوپ های بازتابی کاسگرین کلاسیک برای کار عکسبرداری ژرژ ریچی و هنری کرتین با هم سیستم فوق العاده ای را در اوایل دهه 1900 میلادی ابداع کردند که به ریچی کرتین معروف شد. در این تلسکوپ که عموما با نسبت کانونی f/8 یا f/9 کار می کند،آینه های اصلی و ثانویه هذلولی آن نسبت به کاسگرین های معمولی میدان دیدی بزرگتر و تخت تر،بدون هیچ گونه خطای کما فراهم می سازد. و در حالیکه این تلسکوپ در اصل برای اهداف عکاسی طراحی شده بود در مدل های مدرن تر آن رصد عادی نیز عالی است. از این مدل تلسکوپ کاسگرین در طراحی رصد خانه ها مانند دوقلوهای بازتابی 400 اینچی کک و همچنین در تلسکوپ فضایی هابل نیز استفاده می شود.<br />
<br />
2- دال – کرکهام : نوع دیگر تلسکوپ های بازتابی کاسگرین کلسیک مدل دال – کرکهام است که آن را هاریس دال عینک سا در سال 1928 ابداع کرد و سپس منجم آماتوری به نام آلن کرکهام آن را بهبود بخشید. در این مدل از یک آینه اصلی بیضوی و آینه ثانویه کروی استفاده می شود که ساختن آنها از آینه های کاسگرین های کلاسیک ساده تر است و به همین سبب هم در میان تلسکوپ سازان آماتور بسیار محبوب شده است. نسبت کانونی موثر آن معمولا از f/12 یا بیشتر است که برای رصد سیارات و ماه عالی است. این نوع تلسکوپ ها به طور گسترده در دسترس نمی باشند.<br />
<br />
<br />
===تلسکوپ کاتادیوپتریک( ترکیبی)===<br />
<br />
اختراع تلسکوپ های شکستی و بازتابی با فاصله زمانی 60 سال از هم رخ داد اما تا حدود سه قرن پس از آن تلسکوپ جدیدی ابداع نشد.آن هنگام بود که فکر تلفیق ویژگی های دو تلسکوپ بازتابی و شکستی در یک تلسکوپ در ذهن طراحان تلسکوپ شکل گرفت و تلسکوپ کاتادیوپتریک خلق شد.<br />
<br />
====انواع تلسکوپ های کاتادیوپتریک====<br />
<br />
تلسکوپ های کاتادیوپتریک عبارتند از :<br />
<br />
1- ماکستوف-کاسگرین <br />
<br />
2- اشمیت- کاسگرین<br />
<br />
3 - ماکستوف نیوتنی <br />
<br />
4- اشمیت نیوتنی. <br />
<br />
=====تلسکوپ ماکستوف – کاسگرین=====<br />
در دهه 1940 دیمیتری ماکستوف یک عدسی هلالی را با تلسکوپ بازتابی کاسگرین تلفیق کرد تا عملکرد رصدی و عکاسی آن را بهبود بخشد و حاصل تلسکوپ ماکستوف – کاسگرین شد.در این دستگاه هر گونه خطای ذاتی،حاصل از آینه اصلی کروی مایل،در نور وارد شده از عدسی هلالی تصحیح می شود. آنگاه مخروط همگرای نور،که از آینه اصلی می آید،به سوی انتهای لوله و آینه ثانویه نصب شده پشت عدسی هلالی بازتاب میشود. در طرح تغییر یافته این تلسکوپ، که به گرگوری- ماکستوف مشهور است و جان گرگوری در سال 1957 آن را ابداع کرد،آینه ثانویه در واقع لکه آلمینیوم اندود شده ای بر مرکز سطح سیاه خود عدسی هلالی است. بسیاری از ابزار هایی که امروز در بازار با عنوان ماکستوف-کاسگرین فروخته می شود از همین سیستم استفاده می کنند و در واقع گرگوری-ماکستوف به شمار می آیند.در این تلسکوپ خطاهایی مانند آستیگماتیسم، ابیراهی رنگی و کُما به طور کامل از بین رفته است و ابیراهی کروی که از عدسی هلالی ناشی میشود ابیراهی کروی آینه اصلی را خنثی کرده و از بین می برد. نسبت کانونی این نوع تلسکوپ معمولا بین f/10 تا f/15 می باشد، که جزء تلسکوپ های کند به شمار می آید.<br />
<br />
======تولید کنندگان تلسکوپ ماکستوف – کاسگرین======<br />
<br />
نخستین تلسکوپ ماکستوف-کاسگرین جهان که به بازار عرضه شد مدل کیوستار 5/3 اینچی،f/14 بود که آنرا "لارنس بریمر" در سال 1954 ارئه داد که قیمتی در حدود900 دلار داشت. در دهه 1990 شرکت مید در واقع مدل قابل خریداری کیوستار را به بازار عرضه کرد،تلسکوپ ماکستوف-کاسگرین 5/3 اینچی ،f/13/8 به قیمت 500 دلار! پس از آن مدل های 4 و 5 اینچی به ترتیب با نسبت های کانونی f/14 و f/15 را تولید کرد.سرانجام یک 7 اینچیf/15 به خط تولید آن اضافه شد.ماکستوف های مید که به سریETX مشهور بودند آنقدر محبوب شدند که دو کتاب درباره آنها نوشته شد: استفاده از مید ای تی ایکس نوشته "مایک ویزنر" و تلسکوپ ای تی ایکس نوشته "لیلیان هابز". پس از آن در سال 2001 اوریون با ماکستوف استارمکس 90 میلیمتری ،f/14 با قیمت 300 دلار پا به این عرصه گذاشت و پس از آن با مدل های102،127و 150 میلیمتر با قیمت700 دلار را عرضه کرد.در حال حاضر بزرگترین عرضه کننده ماکستوف در اندازه90 تا 180 میلیمتری شرکت اسکای واچر است.<br />
<br />
=====تلسکوپ اشمیت – کاسگرین=====<br />
<br />
محبوب ترین و مشهورترین سیستم کاتادیوپتریک تلسکوپ اشمیت- کاسگرین(SCT) است. که برای اولین بار توسط کلنر در سال 1910 ارائه شد . 20 سال بعد یعنی در سال 1930 بر نهاد اشمیت که یک نور شناس اهل استوونی بود اولین تلسکوپ اشمیت- کاسگرین را ساخت. آن در این مدل یک تیغ تصحیح کننده نازک و انحنا دار اشمیت برای جبران ابیراهی رنگی آینه اصلی مقعر سریع به ابزار مدل کاسگرین اضافه و آینه ثانویه پشت این صفحه نصب شده است. نسبت کانونی معمولا بین f/10 تا f/14 می باشد.<br />
<br />
======تولیدکنندگان تلسکوپ اشمیت – کاسگرین======<br />
<br />
بنیان گذار شرکت سلسترون،تام جانسون، نخستین نمونه تجاری این تلسکوپ را در سال 1970 به بازار عرضه کرد. این همان مدل کلاسیک c8 است که سرانجام پرفروش ترین تلسکوپ در جهان شد. در کنار تلسکوپ c8 مدل های c5،c9.25 ،c11،c14 را به خط تولید خود اضافه کرد. در سال 1980 شرکت مید خط تولید وسیع تلسکوپ های اشمیت خود را عرضه کرد که از 8 اینچی شروع شد و سرانجام به 10،12، 14، 16 اینچی رسید.به دنبال محبوبیت تلسکوپ 8 اینچیSCT سلسترون، شرکت کریتریون نیز مدل 8 اینچی خودش را با نام داینامَکس با قیمتی کمتر ازc8 به بازار عرضه کرد ولی هیچگاه به کیفیت مکانیکی و اپتیکی سلسترون و مید نرسید و سرانجام تولیدش متوقف شد.<br />
<br />
=====تلسکوپ اشمیت نیوتنی=====<br />
<br />
شرکت مید در تلاشی برای تصحیح خطای کُما در بازتابی هایی با نسبت کانونی کم مدل اشمیت-نیوتنی را سال ها پیش در اندازه های 6 ،8 و 10 اینچی به بازار عرضه کرد.یک تیغه تصحی کننده اشمیت در بالای لوله قرار می گیرد که درست در لبه میدان دید چشمی تصویری واقعا منحنی ایجاد می کند این تیغه همچنین تلسکوپ را در برابر گرو وغبار و جریان های حرارتی عایق بندی می کند و احتیاج به پشتیبان آینه ثانویه را کاهش می دهد زیرا خود آینه به پشت تصحیح کننده متصل است. این سیستم های سریع که معمولا با نسبت کانونی f/4 تا f/5 هستند هم برای رصد و هم برای عکاسی نجومی میدان دیدهایی وسیع و بدون اثر خطا کُما در اختیار می گذارد. <br />
<br />
=====تلسکوپ ماکستوف نیوتنی=====<br />
<br />
در این مدل به تلسکوپ نیوتنی یک عدسی هلالی به شدت منحنی به تلسکوپ نیوتنی سریع معمولا با نسبت کانونی f/4 تا f/6 اضافه شده تا در میدان دیدی باز تصویری با کیفیت فوق العاده ارائه کند. این ابزار ،بر خلاف اشمیت نیوتنی ها می تواند تصاویر با جزئیاتی از ماه و سیارات ارائه کند.<br />
<br />
======تولیدکنندگان تلسکوپ ماکستوف نیوتنی======<br />
<br />
این نوع تلسکوپ کاتادیوپتریک از سوی شرکت های مختلفی به بازار عرضه می شوند، که می توان به لومو،اینِتس،اینِِتس ماکرو،اسکای واچر و اوریون اشاره کرد که در اندازه هایی از 4 تا 12 اینچ و قیمتهایی از 1000 دلار تا 4000 دلار به بازار عرضه می کنند<br />
<br />
<br />
== منابع ==<br />
1. کتاب مبانی ستارهشناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاهعلی [http://fa.wikipedia.org/wiki/%D9%85%D8%A8%D8%A7%D9%86%DB%8C_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%E2%80%8C%D8%B4%D9%86%D8%A7%D8%B3%DB%8C_(%DA%A9%D8%AA%D8%A7%D8%A8)] [http://astronomy2012.blogfa.com]<br />
<br />
2. مقاله آشنایی با تلسکوپ های نوری نویسنده : علی شهبازی<br />
<br />
3. کتاب فن آوری تلسکوپ ها، نویسنده سی.آر.کیچین،مترجم: سید جواد نورایی<br />
<br />
4. کتاب طراحی و ساخت تلسکوپ های اپتیکی و رادیویی ، نویسنده: دکتر سعد الله نصیری قیداری<br />
<br />
[[رده:ابزارهای نجومی]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%D9%84%D8%B3%DA%A9%D9%88%D9%BE_%D8%B1%DB%8C%DA%86%DB%8C_%DA%A9%D8%B1%D8%AA%DB%8C%D9%86&diff=14210تلسکوپ ریچی کرتین2013-03-22T17:18:59Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}<br />
در [[تلسکوپ]] هایی که از آینه استفاده می کنند خطای رنگی وجود ندارد؛ ما در تلسکوپ تلاشمان بر آن است که سیستمی با کمترین [[ابیراهی]] اپتیکی طراحی کنیم. خطای کروی و کما دو خطای اپتیکی مهم در تلسکوپ های بازتابی بودند که با طرحی جالب توسط ژرژ ریچی و هنری کریستین (که به ریچی کریستین و سپس به ریچی کرتین معروف شد) به طور کامل برطرف شدند.<br />
<br />
در این تلسکوپ از شکل کلی کاسگرین ها استفاده می شود؛ یعنی آینه اصلی در انتهای لوله و آینه ثانویه [[نور]] را به سوراخی در مرکز آینه اصلی می تاباند. اما تفاوت آن جاست که در تلسکوپ نوع ریچی کرتین، هر دو آینه اصلی و ثانویه به صورت هذلولی ساخته می شوند. این سیستم ساخت مشکل تری دارد اما در عوض تلسکوپ را عاری از خطای کروی و کما خواهد ساخت. البته خطایی که با آن رو به رو هستیم خطای آستیگماتیسم است که توسط یک تصحیح کننده مجزا قابل جبران است.<br />
<br />
در خصوص سرعت باید گفت ریچی کرتین ها هم همانند تلسکوپ های دیگر شکل خود (مانند کاسگرین) نسبت کانونی نسبتا بالا یا متوسطی دارند. برای رفع این مشکل نیز باید به سراغ کاهنده های نسبت کانونی مخصوص تلسکوپ رفت که سرعت را تا حد بسیار خوبی بهبود می بخشند.<br />
<br />
جالب است بدانید که ریچی کرتین ها طرح اصلی تلسکوپ های غول پیکر و [[رصدخانه]] ها می باشند؛ تلسکوپ هایی مانند هابل، دو قلو های 10 متری کک و ... . در رده های کوچک تر و آماتوری این اپتیک ها غالبا برای عکاسی نجومی طراحی می شوند. <br />
<br />
در مقایسه با یک کاسگرین، ریچی کرتین انحنای میدان کمتری دارد و در نتیجه تصویر تخت تر است. میدان دید نیز باز تر می باشد. در کاربرد هم می توان گفت یکی از گزینه های مناسب در عکاسی از کهکشان ها، این نوع تلسکوپ هستند. برای سیارات مشکلی که به وجود می آید آینه ثانویه بزرگ است که کیفیت را تحت تاثیر قرار می دهد و شاید خیلی خوب نباشد. برای [[سحابی]] ها معمولا بهترین گزینه نیستند اما در مورد برخی سحابی های کوچک و سیاره نما ها می توان روی آن ها نیز حساب کرد، اما بهترین کاربرد آن ها در عکاسی [[کهکشان]] ها است.<br />
<br />
[[پرونده:Lrmguithroibtlg5ojw.jpg|کهکشان آندرومدای کوچک در کنار 5 تایی استفان، تصویری که با کمک یک ریچی کرتین 8 اینچ گرفته شده است. |وسط|قاب]]<br />
<br />
==منبع==<br />
سایت آوا استار<br />
[[رده:ابزارهای نجومی]] <br />
[[رده:عکاسی نجومی]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B2%D9%85%DB%8C%D9%86&diff=14209زمین2013-03-22T16:42:06Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>{{تکمیلی}}<br />
<br />
{| border="1" align="left" cellspacing="1" cellpadding="6" style="width: 280px;"<br />
|+ [[زمین|زمین]]<br />
|-<br />
| colspan="2" style="text-align: center;" | [[File:The Earth seen from Apollo 17.jpg|280x200px|alt=The Earth seen from Apollo 17.jpg]]<br/><br/><br />
|-<br />
| نام<br />
| زمین <font size="1">(earth)</font><br />
|-<br />
| فاصله از[[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|خورشید]] به طور میانگین<br />
| 149650000 km<br />
|-<br />
| خروج از مرکز مدار<br />
| 0.17<br />
|-<br />
| دوره تناوب حرکت انتقالی به [[%D8%AF%D9%88%D8%B1%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|دورخورشید]]<br />
| <br />
نجومی ،256 و 365 روز متوسط<br />
<br />
[[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|خورشید]]ی<br />
<br />
|-<br />
| سرعت مداری<br />
| 30 km/s<br />
|-<br />
| قطر (، حداقل )<br />
| 12720 km<br />
|-<br />
| قطر(حداکثر)<br />
| 12760 km<br />
|-<br />
| مساحت رویه<br />
| 500000000 km<sup>2</sup><br />
|-<br />
| حجم<br />
| در حدور یک هزار میلیارد کیلومتر مربع<br />
|-<br />
| [http://wiki.avastarco.com/%DA%86%DA%AF%D8%A7%D9%84%DB%8C چگالی]<br />
| 5.5 برابر آب<br />
|-<br />
| سرعت گریز<br />
| 11 km/s<br />
|-<br />
| دوره تناوب حرکت وضعی به دور خود<br />
| 23 ساعت و 56 دقیقه و 4 ثانیه<br />
|-<br />
| زاویه میل استوا با مدار<br />
| 23.5<span style="color: rgb(0, 0, 0); font-family: sans-serif; font-size: 11px; line-height: 16.890625px; background-color: rgb(249, 249, 249);">°</span><br />
|-<br />
| نسبت بازتاب<br />
| 0.36<br />
|-<br />
| شتاب گرانش در سطح دریا<br />
| 9.8 m/s <ref name="multiple2">کتاب نجوم به زبان ساده/ مایر دگانی/ مترجم: محمد رضا خواچه پور</ref><br />
|}<br />
<br />
== مقدمه ==<br />
<br />
زمین در جمع هشت سیاره ای که بر گرد [[خورشید]] می گردند از سیارات کوچک به شمار می رود از حیث قطر و جرم ، پنجمین سیاره و از لحاظ فاصله از [[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|خورشید]] [[%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D8%B1%D9%87|سیاره]] سوم است . از این ها گذشته سیاره ای شبیه چند [[%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D8%B1%D9%87|سیاره]] دیگر .تا آنجا که مشاهده شده تنها جایی در جهان است که در آن حیات وجود دارد .<br />
<br />
زمین به هیچ وجه پایگاه مناسبی برای رصد های نجومی نیست .مشکل اصلی ساکن نبودن آن است .همه رصد های را باید به خاطر حرکت زمین تصحیح کرد . به علاوه حرکت زمین حرکتی ساده نیست ؛ بلکه ترکیب بسیار پیچیده ای از دست کم شش حرکت اساسی دارد.<br />
*زمین به دور محورش دوران می کند.<br />
*محور زمین به گرد [[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|خورشید]] می گردد.<br />
*محور زمین [[%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA%20%D8%AA%D9%82%D8%AF%DB%8C%D9%85%DB%8C|حرکت تقدیمی]] دارد.<br />
*محور زمین حرکتی ترقصی دارد.([[%D8%B1%D9%82%D8%B5%20%D9%85%D8%AD%D9%88%D8%B1%DB%8C|رقص محوری]])<br/><br />
*خورشید به همراه زمین و 7 سیاره دیگر در جمع خوشه محلی ستارگان با سرعت 20 کیلومتر در ثانیه یه سمت ستاره [[%D9%86%D8%B3%D8%B1%20%D9%88%D8%A7%D9%82%D8%B9|نسر واقع]] در حرکت است.<br />
*خوشه محلی ستارگان یا سرعتی در حدود چند صد کیلومتر در ثانیه بر گرد مرکز [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]] ما می گردد.<br />
<br />
<br/>حواس آدمی این حرکات را نمی یابد ، همانطور که مسافران قطاری که با حرکت یکنواخت پیش می رد سرعت آن را حس نمی کنند. تنها موقعی که مسافران از پنجره بیرون را نگاه میکنند متوجه سرعت واقعی قطار می شوند. برای ناظر زمینی هم وضع بر همین منوال است .برای پی بردن به حرکات واقعی زمین مرجع باید حرکت جرم های سماوی دیگر باشد . <ref name="multiple2">کتاب نجوم به زبان ساده/ مایر دگانی/ مترجم: محمد رضا خواچه پور</ref><br />
<br />
{{-}}<br />
<br />
== سیاره مادر ==<br />
<br />
زمین سیارهای که بر روی آن زندگی می کنیم سومین [[%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D8%B1%D9%87|سیاره]] [[%D9%85%D9%86%D8%B8%D9%88%D9%85%D9%87%20%D8%B4%D9%85%D8%B3%DB%8C|منظومه شمسی]] است. فاصله ی زمین به طور متوسط تا خورشید برابر با یک واحد نجومی است.هر واحد نجومی برابر با 150 میلیون کیلومتر است. زمین دارای یک قمر می باشد. [[عطارد]] و [[زهره]] هیچ قمری نداشته و سایر سیارات منظومه شمسی هر کدام دارای دو یا چندین قمر هستند.<br />
<br />
سیاره زمین تنها ذره کوچکی از عالم است، اما خانه انسان و در واقع خانه ای برای تنها گونه های یافت شده حیات در کل جهان می باشد. حیوانات، گیاهان و دیگر ارگانیزم های حیات تقریبا در همه جای سطح زمین وجود دارند. آنها می توانند در روی زمین به حیات ادامه دهند چرا که این سیاره در فاصله مناسبی نسبت به خورشید قرار گرفته است(کمربند سبز منظومه شمسی). بیشتر گونه های حیات به گرما و نور خورشید برای ادامه زندگی خود نیاز دارند. اگر زمین اندکی به خورشید نزدیک تر بود گرما و حرارت زیاد آن همه این گونه ها را می سوزاند و اگر قدری از خورشید دورتر بود بر اثر کمبود انرژی خورشید حیات در روی آن از بین می رفت. برای ادامه حیات وجود آب نیز ضروری می باشد که زمین سرشار از آن است. آب بیشتر سطح زمین را پوشانده است.<br />
<br />
زمین بزرگترین سیاره ی خاکی است.تنها سیاره ای است که زندگی بر روی آن امکان پذیر و روی آن آب به هر سه شکل جامد(یخ)، مایع و گاز وجود دارد. این سیاره خاکی دارای قطری (استوایی) حدود 12760 کیلومتر، مساحت رویه 500 میلیون کیلومتر مربع و حجمی در حدود یک هزار میلیارد کیلومتر مربع است. دوره تناوب [[%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA%20%D9%88%D8%B6%D8%B9%DB%8C|حرکت وضعی]] زمین به دور محورش 23 ساعت و 56 دقیقه و 4 ثانیه است. به عبارتی دیگر مدت زمان یک شبانه روز این مقدار است. فیثاغورث در قرن ششم پیش از میلاد پی برد که زمین کروی است.<br />
<br />
<br/>[[File:2s20px-dTerrestrial planet size comparisons.jpg|frame|مقایسه اندازه زمین]] {{-}}<br />
<br/> <br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br/> <br />
== شکل زمین ==<br />
<br />
شکل زمین خیلی نزدیک به کره است .کوه ها و دره ها این شکل کروی را اندکی تغییر داده اند .در واقع اگر زمین را به گوی کروی مقیاس کنیم ، از گوی بیلیارد مقیاس کنیم از گوی بیلیار کامل تر خواهد بود .این کره اندکی در قسب ها پخ است :قطر قطبی زمین 40 کیلومتر کم تر از قطر آن در استوا است .بنابر این شکل زمین یک کره وار پخ است . پخ بودن زمین تا اندازه ای علت تغیر وزن اجسام با عرض جغرافیایی به شمار می رود . چون جسمی که در قطب باشد به مرکز زمین نزدیک تر است ، وزن آن بیشتر است. تفاوت وزن از استوا تا قطب حدود نیم درصد است . <ref name="multiple2">کتاب نجوم به زبان ساده/ مایر دگانی/ مترجم: محمد رضا خواچه پور</ref><br />
<br />
<span dir="LTR"></span><br />
<br />
<br/><br />
<br />
== حجم زمین ==<br />
<br />
چون زمین تقریباً کروی است می توان از فرمول تعیین حجم کره استفاده کرد: 4/3 πr<sup>3</sup><br />
<br />
مقدار شعاع زمین برابر است با: 6375km<br />
<br />
درنتیجه حجم زمین حدوداً برابر: V=4/3(3.1416)(6375<sup>3</sup>)Km<br />
<br />
V=1.085×10<sup>12</sup> کیلومترمکعب . <ref name="multiple3">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
== جرم زمین ==<br />
<br />
باید به روش غیر مستقیم این جرم زمین را اندازه گرفت چون نمی توان آن را روی ترازو گذاشت.<br />
<br />
F=(Gm<sub>1</sub>*m<sub>2</sub>)/r<sup>2</sup><br />
<br />
<sup>F=نیروی گرانش</sup><br />
<br />
G=ثابت گرانش<br />
<br />
m<sub>1=جرم جسم 1</sub><br />
<br />
m<sub>2=</sub>جرم جسم2<br />
<br />
جواب برابر :گرم<br />
<br />
5.98×10<sup>27</sup> . <ref name="multiple3">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
<br/><br />
<br />
== چگالی زمین ==<br />
<br />
جرم زمین برابر است با: گرم 5.98×10<sup>27</sup><br />
<br />
حجم زمین هم همانطور که در قسمت "حجم زمین" حل شد برابر است با: سانتی مترمکعب10<sup>27</sup>×1.08<br />
<br />
در نتیجه ی این که چگالی برابر است با جرم بر حجم،چگالی حدوداً می شود: cm<sup>3</sup> 5.5 .<br />
<br />
<ref name="multiple3">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
== ساختار ==<br />
<br />
ساختار داخلی زمین را می توان به چهار بخش تقسیم کرد : الف) پوسته ب) جُبه یا گوشته پ) هسته بیرونی ت) هسته درونی<br />
<br />
<br/>[[File:20110214123203529 3.jpg|frame|ساختار داخلی زمین]] {{-}}<br />
<br />
== حرکات زمین ==<br />
<br />
زمین دارای شش حرکت اساسی است :<br />
<br />
الف) [[%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA%20%D9%88%D8%B6%D8%B9%DB%8C|حرکت وضعی]]: چرخش به دور محور قطبین شمال جنوب در مدت زمان یک شبانه رو<br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br/>ب) [[%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA%20%D8%A7%D9%86%D8%AA%D9%82%D8%A7%D9%84%DB%8C|حرکت انتقالی]]: گردش در مدار بیضوی خود به دور خورشید طی مدت یک سال شمسی<br />
<br />
<br/>ج) [[%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA%20%D8%AA%D9%82%D8%AF%DB%8C%D9%85%DB%8C|حرکت تقدیمی]]: محور چرخش زمین نسبت به خط عمود بر صفحه مدار ، دارای زاویه انحرافی معادل 5/23 درجه است و زمین هر 23:56 یک بار حول آن می چرخد . اما جهت این محور فرضی در فضا ثابت نیست و به کندی حول خط عمود گردش میکند .<br />
<br />
<br/>د) [[%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA%20%D8%AA%D8%B1%D9%82%D8%B5%DB%8C|حرکت ترقصی]]: (رقص محوری):جا به جایی مرکز جرم زمین و ماه که موجب حرکت زیگزاگی می شود.<br />
<br />
<br/>ه) حرکت [[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|خورشید]]، زمین و دیگر سیارات در داخل [[%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87%20%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%DA%AF%D8%A7%D9%86|خوشه ستارگان]] و به سمت ستاره [[%D9%86%D8%B3%D8%B1%20%D9%88%D8%A7%D9%82%D8%B9|نسر واقع]]<br />
<br />
<br/>و) حرکت خوشه ستارگاه به دور مرکز [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86%20%D8%B1%D8%A7%D9%87%20%D8%B4%DB%8C%D8%B1%DB%8C|کهکشان راه شیری]]<br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br/><br />
<br />
== گرم شدن زمین ==<br />
<br />
گرم شدن کلی کره زمین به معنای افزایش میانگین دمای سطح زمین است.از اواخر سال های 1800 میانگین دمای کلی 0.4 تا 0.8 درجه سانتی گراد افزایش یافته است.بسیاری از کارشناسان پیش بینی کرده اند که میانگین دمای زمین در سال 2100 ، 1.4 تا 5.8 درجه سانتی گراد افزایش خواهد یافت.این مقدار افزایش بیشترین مقداری است که ظرف هزار سال اخیر برای زمین پیش آمده است.<br />
<br />
دانشمندان نگران این مشکل هستند که انسان ها و اکوسیستم های طبیعی نتوانند خود را با این تغییرات سریع آب و هوایی وفق دهند.اکوسیستم شامل ارگانیزمهای زنده و محیط فیزیکی در یک محدوده مشخص است.این گرم شدن عمومی می تواند منتج به ضرر های فراوانی شود به همین دلیل کشور هایی در سراسر جهان به منظور کنترل این بحران قرار دادی را با نام پروتوکل کیوتو طرح کرده اند. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
<br/>گازهای اصلی تشکیل دهندۀ اتمسفر [[زمین|زمین]]، یعنی نیتروژن و اکسیژن، گاز گلخانهای نیستند. دلیل آن این است که گازهای دواتمی مانند این دو، اشعۀ فروسرخ را نه جذب و نه تابش میکنند. دی اکسید کربن گاز گلخانهای اصلی در اتمسفر است. برای اعصار متمادی درصد آن در جو پایدار مانده است، اما متأسفانه سوختن سوختهای فسیلی (که دارای کربن ذخیره شده هستند) به سرعت در حال افزایش دیاکسید کربن است که بهطور قطع بیشترین سهم را در این حقیقت که دمای زمین درحال بالا رفتن است، دارد - پدیدهای موسوم به گرم شدن زمین.<br />
<br />
بخار آب یکی از گازهای گلخانهای است که عملاً بیشترین سهم را در اثر گلخانهای دارد، یعنی چیزی بین 36% تا 66% . مقدار بخار آب موجود در هوا از جایی به جای دیگر تفاوت چشمگیر دارد، اما در کل، فعالیت انسان بر میزان غلظت آن تأثیر مستقیم ندارد (مگر در جاهایی مثل زمینهای آبیاری شده) و اثرات آن بر آب و هوای زمین ثابت مانده است.<br />
<br />
هم اکنون مقدار دو گاز گلخانهای دیگر هم در حال افزایش است:<br />
*1)توانایی حفظ حرارت در متان 20 برابر دی اکسید کربن است. ما هر ساله 500 ملیون تن متان به جو اضافه میکنیم. این کار از طریق پرورش دام، معادن زغال سنگ، کندوکاو برای نفت و گاز طبیعی، مزارع برنج و پوسیدگی زباله در محل انباشت آن صورت میگیرد.<br />
*2)هرساله بین 7 تا 13 ملیون تن اکسید نیتروژن، ناشی از کودهای نیتروژنی، فضولات حیوانی و انسانی و اگزوز خودروها، به جو وارد میشود.<br />
<br />
بیش از دو درجه افزایش در دمای متوسط زمین میتواند عواقب بسیار زیانباری برای نسل بشر به بار آورد و بههمین دلیل موضوع با جدیت در حال پیگیری است. <ref name="multiple2">کتاب درآمدی بر نجوم و کیهانشناسی/ ایان موریسون/ مترجم: غلامرضا شاهعلی</ref><br />
<br />
=== دلایل افزایش دمای سطح زمین ===<br />
<br />
کارشناسان هواشناسی گرم شدن هوا را از سال های 1800 انالیز کردند.اغلب آنها به این نتیجه رسیده اند که فعالیت های انسانی را عامل اصلی این گرم شدن هوا است.فعالیت های انسانی با افزایش خاصیت گلخانه ای زمین در گرم شدن زمین دخالت دارد.اثز گلخانه ای سطح زمین را در فرایند پیچیده ای که با همراهی نور خورشید گاز ها و ذرات موجود در [[اتمسفر]] صورت می گیرد گرم می کند.گاز هایی که گرما را در اتمسفر زمین نگه می دارند با اصطلاحا به دام می اندازند گاز های گلخانه ای نامیده می شوند.<br />
<br />
اصلی ترین فعالیت انسانی که منجر به گرمای زمین می شود سوزاندن سوختهای فسیلی و از بین بردن جنگل هاست.بیشتر سوخت فسیلی در اتوموبیل ها کارخانه ها و نیروگاه ها به مصرف می رسد.سوزاندن این سوخت ها گاز دی اکسید کربن با علامت اختصاریCO<sub>2</sub>تولید می کند.CO<sub>2</sub>از گاز های گلخانه ای است که روند فرار گرما از جو به فضا را بسیار کند می کند.درختان و دیگر گیاهان در روند فتوسنتز گازCO<sub>2</sub> را از هوا جذب می کنند.با از بین بردن گیاهان میزان گاز CO<sub>2</sub>در هوا افزایش می یابد.تجزیه شدن گیاهان نیز منجر به افزایش این گاز می شود. گروه کمی از دانشمندان معتقدند که افزایش گاز های گلخانه ای عامل اصلی این افزایش دما نیست بلکه افزایش انرژی تابیده شده از خورشید عامل اصلی می باشد.اما بیشتر کارشناسان هواشناسی تاثیر این عامل را در روند افزایش دمای عمومی کره زمین بسیار ناچیز می دانند. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
=== عواقب افزایش دما ===<br />
<br />
ادامه این افزایش دما آثار مخرب زیادی در بر دارد.ممکن است گیاهان و جانوران دریازی به مخاطره جدی بیفتند.زیستگاه های گیاهان و حیوانات دچار تغییرات اساسی می شوند.الگو های آب و هوا دستخوش تغییرات می شوند و نتیجه آن وقوع سیل و خشکسالی و طوفان های شدید و مخرب خواهد بود.افزایش دما با ذوب نمودن یخهای قطبی باعث بالا آمدن سطح آب دریا ها می شود.در مناطق خاصی از زمین بیماری های انسانی گسترش می یابد و محصولات کشاورزی نابود می شود. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
=== تاثیر گرما بر آبها ===<br />
<br />
در هنگام گرم شدن هوا دمای آب اقیانوسها نیز افزایش می یابد و منجر به بروز مشکلاتی در اکوسیستم اقیانوسها می شود.برای مثال گرم شدن آبها ممکن است باعث بروز پدیده ای به نام سفیدی مرجانهای دریایی شود.وقتی که آب گرم میشود مرجانها ماده ای را که عامل رنگ و تغذیه آنها است از درون خود خارج می کنند.در این حالت رنگ مرجان ها سفید می شود و چنانچه دمای آب به وضع طبیعی برنگردد میمیرند.گرمای افزوده همچنین منجر به وقوع بیماری هایی می شود که بر جانوران دریایی تاثیر گذار است. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
=== تغییر شکل زیستگاه های طبیعی ===<br />
<br />
ممکن است در محلهای طبیعی مسکونی حیوانات و گیاهان تغییرات شدیدی روی میدهد.بسیاری از گونه های زیستی مشکلات زیادی برای ادامه حیات در شرایط جدید خواهند داشت.برای مثال بسیاری از گیاهان گلدار بدون طی کردن زمستانی سرد شکوفه نخواهند کرد. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
=== تاثیر گرما بر آب و هوا ===<br />
<br />
تکرار وقوع شرایط بحرانی آب و هوا منجر به خسارات زیادی می شود.تغییرات الگوهای بارش باعث افزایش سیلابها و خشکسالی در نواحی مختلف می شود.طوفانها و تندباد ها بیشتر و قدرتمند تر به وقوع خواهند پیوست. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
=== بالا آمدن سطح آب ها ===<br />
<br />
ادامه گرم شدن هوا در طی چند قرن مقادیر زیادی از یخهایی که صفحه آنتا کتیکا را پوشانده اند ذوب می کند.در نتیجه سطح آبها در کل زمین بالاتر می آید.بسیاری از مناطق ساحلی ممکن است دچار سیل زدگی فرسایش از بین رفتن زمین های خشک و ورود آب دریاها به آبهای شیرین شوند.بالا آمدن آب دریا ها ممکن است منجر به غرق شدن شهر ها جزایر کوچک و دیگر مناطق زیستی شوند. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
== دوران های یخبندان زمین ==<br />
<br />
یکی از مباحث علمی مطرح در زمان ما،بحث درباره ی علل بروز دورانهای یخبندانهای گذشته و پیشگویی امکان وقوع عصر یخبندان جدیدی در آینده است.تنها در 18000 سال پیش،بخش شمالی ایالات متحده و سرزمین های دیگری در همین عرضهای جغرافیایی پوشیده از یخ بوده است.شواهد اثباتی این واقعه را هنوز می توان در قسمت هایی از ایالت مینه سوتا دید.به نظر برخی ناظران،سرمای شدید این دورانها ناشی از وقوع رخدادهای فاجعه بار،از قبیل برخورد یک [[سیارک]]،[[شهابسنگ]] یا [[دنباله دار|دنباله داری]] غول پیکر با زمین،و در نتیجه برخاستن غباری عظیم بوده،که مانع رسیدن گرمای خورشید به زمین شده است.برخی دیگر بر این عقیده اند که منشا دورانهای یخبندان اثری آمیخته از چند تغییر در حرکت زمین بوده است.در اینجا می خواهیم یک سناریوی ممکن را در این باره ارائه دهیم.در بحث مربوط به حرکت تقدیمی زمین به این نتیجه رسیدیم که کجی محور زمین همیشه 23.5 درجه است.این نتیجه گیری درست نیست،زیرا در هر دوره بسیار طولانی 41000 ساله،کجی محور زمین به اندازه 4 درجه تغییر می کند.هرگاه این کجی بیشتر از 23.5 درجه شود،تغییرات فصلی شدیدتر می شوند،یعنی سیر ظاهری خورشید،در تابستان ما،در شمال دورتر و در زمستان ما در جنوب دورتر می شود.چنین تغییر مشخصی در کجی محور زمین به پایین تر رفتن دما می انجامد و لایه ضخیمتری از یخ در نواحی قطبی را تشکیل می دهد.این روند افزایش بیش از حد لایه های یخی معمولا با افزایش آب شدن یخ در تابستان جبران می شود،اما عامل دیگری است که گاه گاه با بیشتر کج شدن محور زمین مصادف می شود.<br />
<br />
همچنین زمین در یک دوره ی 100000 ساله دستخوش تغییراتی در خروج از مرکزیت مدار خود می شود و این امر به تغییر زیادتری در فاصله ی مابین خورشید و زمین می انجامد.اکنون فرض کنیم که سه حالت در یک زمان صورت گیرد : (1) قطب شمال بر اثر کج شدن،از خورشید دور شود،یعنی در شمال زمستان باشد؛(2) به علت افزایش خروج از مرکز و حرکت تقدیمی زمین ،فاصله آن از خورشید دورتر از فاصله صدها هزار سال پیش شود؛(3)به علت دورتر شدن از خورشید،حرکت زمین در مدار خود کندتر،و بنابراین زمستانش طولانی تر شود.ترکیب همه این عوامل موجب ضخیمتر شدن یخی می شود که پس از ذوب شدن مقداری از آن در تابستان کوتاه بعد باقی می ماند.افزایش کلی در لایه های یخ می تواند عصر یخ بندان جدیدی را به وجود آورد.این نظریه طرفداران بسیاری دارد،اما کسان دیگری هم هستند که در این باره تردید می کنند و مدعی اند که اثر کلی این تغییرات برای ایجاد عصر یخبندان کافی نیست.<ref name="multiple3">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
== منابع ==<br />
*Theory and problems of astronomy<br />
<br />
<references /><br/><br/><br/><br />
<br />
[[Category:سیاره]]<br/>[[Category:علوم سیارهای|علوم_سیارهای]]<br/>[[Category:منظومه شمسی|منظومه_شمسی]]<br/>[[Category:زمین]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%B2%D9%85%DB%8C%D9%86&diff=14208زمین2013-03-22T16:16:46Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>{{تکمیلی}}<br />
<br />
{| border="1" align="left" cellspacing="1" cellpadding="6" style="width: 280px;"<br />
|+ [[زمین|زمین]]<br />
|-<br />
| colspan="2" style="text-align: center;" | [[File:The Earth seen from Apollo 17.jpg|280x200px|alt=The Earth seen from Apollo 17.jpg]]<br/><br/><br />
|-<br />
| نام<br />
| زمین <font size="1">(earth)</font><br />
|-<br />
| فاصله از[[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|خورشید]] به طور میانگین<br />
| 149650000 km<br />
|-<br />
| خروج از مرکز مدار<br />
| 0.17<br />
|-<br />
| دوره تناوب حرکت انتقالی به [[%D8%AF%D9%88%D8%B1%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|دورخورشید]]<br />
| <br />
نجومی ،256 و 365 روز متوسط<br />
<br />
[[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|خورشید]]ی<br />
<br />
|-<br />
| سرعت مداری<br />
| 30 km/s<br />
|-<br />
| قطر (، حداقل )<br />
| 12720 km<br />
|-<br />
| قطر(حداکثر)<br />
| 12760 km<br />
|-<br />
| مساحت رویه<br />
| 500000000 km<sup>2</sup><br />
|-<br />
| حجم<br />
| در حدور یک هزار میلیارد کیلومتر مربع<br />
|-<br />
| [http://wiki.avastarco.com/%DA%86%DA%AF%D8%A7%D9%84%DB%8C چگالی]<br />
| 5.5 برابر آب<br />
|-<br />
| سرعت گریز<br />
| 11 km/s<br />
|-<br />
| دوره تناوب حرکت وضعی به دور خود<br />
| 23 ساعت و 56 دقیقه و 4 ثانیه<br />
|-<br />
| زاویه میل استوا با مدار<br />
| 23.5<span style="color: rgb(0, 0, 0); font-family: sans-serif; font-size: 11px; line-height: 16.890625px; background-color: rgb(249, 249, 249);">°</span><br />
|-<br />
| نسبت بازتاب<br />
| 0.36<br />
|-<br />
| شتاب گرانش در سطح دریا<br />
| 9.8 m/s <ref name="multiple2">کتاب نجوم به زبان ساده/ مایر دگانی/ مترجم: محمد رضا خواچه پور</ref><br />
|}<br />
<br />
== مقدمه ==<br />
<br />
زمین در جمع هشت سیاره ای که بر گرد [[خورشید]] می گردند از سیارات کوچک به شمار می رود از حیث قطر و جرم ، پنجمین سیاره و از لحاظ فاصله از [[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|خورشید]] [[%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D8%B1%D9%87|سیاره]] سوم است . از این ها گذشته سیاره ای شبیه چند [[%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D8%B1%D9%87|سیاره]] دیگر .تا آنجا که مشاهده شده تنها جایی در جهان است که در آن حیات وجود دارد .<br />
<br />
زمین به هیچ وجه پایگاه مناسبی برای رصد های نجومی نیست .مشکل اصلی ساکن نبودن آن است .همه رصد های را باید به خاطر حرکت زمین تصحیح کرد . به علاوه حرکت زمین حرکتی ساده نیست ؛ بلکه ترکیب بسیار پیچیده ای از دست کم شش حرکت اساسی دارد.<br />
*زمین به دور محورش دوران می کند.<br />
*محور زمین به گرد [[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|خورشید]] می گردد.<br />
*محور زمین [[%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA%20%D8%AA%D9%82%D8%AF%DB%8C%D9%85%DB%8C|حرکت تقدیمی]] دارد.<br />
*محور زمین حرکتی ترقصی دارد.([[%D8%B1%D9%82%D8%B5%20%D9%85%D8%AD%D9%88%D8%B1%DB%8C|رقص محوری]])<br/><br />
*خورشید به همراه زمین و 7 سیاره دیگر در جمع خوشه محلی ستارگان با سرعت 20 کیلومتر در ثانیه یه سمت ستاره [[%D9%86%D8%B3%D8%B1%20%D9%88%D8%A7%D9%82%D8%B9|نسر واقع]] در حرکت است.<br />
*خوشه محلی ستارگان یا سرعتی در حدود چند صد کیلومتر در ثانیه بر گرد مرکز [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]] ما می گردد.<br />
<br />
<br/>حواس آدمی این حرکات را نمی یابد ، همانطور که مسافران قطاری که با حرکت یکنواخت پیش می رد سرعت آن را حس نمی کنند. تنها موقعی که مسافران از پنجره بیرون را نگاه میکنند متوجه سرعت واقعی قطار می شوند. برای ناظر زمینی هم وضع بر همین منوال است .برای پی بردن به حرکات واقعی زمین مرجع باید حرکت جرم های سماوی دیگر باشد . <ref name="multiple2">کتاب نجوم به زبان ساده/ مایر دگانی/ مترجم: محمد رضا خواچه پور</ref><br />
<br />
{{-}}<br />
<br />
== سیاره مادر ==<br />
<br />
زمین سیارهای که بر روی آن زندگی می کنیم سومین [[%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D8%B1%D9%87|سیاره]] [[%D9%85%D9%86%D8%B8%D9%88%D9%85%D9%87%20%D8%B4%D9%85%D8%B3%DB%8C|منظومه شمسی]] است. فاصله ی زمین به طور متوسط تا خورشید برابر با یک واحد نجومی است.هر واحد نجومی برابر با 150 میلیون کیلومتر است. زمین دارای یک قمر می باشد. [[عطارد]] و [[زهره]] هیچ قمری نداشته و سایر سیارات منظومه شمسی هر کدام دارای دو یا چندین قمر هستند.<br />
<br />
سیاره زمین تنها ذره کوچکی از عالم است، اما خانه انسان و در واقع خانه ای برای تنها گونه های یافت شده حیات در کل جهان می باشد. حیوانات، گیاهان و دیگر ارگانیزم های حیات تقریبا در همه جای سطح زمین وجود دارند. آنها می توانند در روی زمین به حیات ادامه دهند چرا که این سیاره در فاصله مناسبی نسبت به خورشید قرار گرفته است(کمربند سبز منظومه شمسی). بیشتر گونه های حیات به گرما و نور خورشید برای ادامه زندگی خود نیاز دارند. اگر زمین اندکی به خورشید نزدیک تر بود گرما و حرارت زیاد آن همه این گونه ها را می سوزاند و اگر قدری از خورشید دورتر بود بر اثر کمبود انرژی خورشید حیات در روی آن از بین می رفت. برای ادامه حیات وجود آب نیز ضروری می باشد که زمین سرشار از آن است. آب بیشتر سطح زمین را پوشانده است.<br />
<br />
زمین بزرگترین سیاره ی خاکی است.تنها سیاره ای است که زندگی بر روی آن امکان پذیر و روی آن آب به هر سه شکل جامد(یخ)، مایع و گاز وجود دارد. این سیاره خاکی دارای قطری (استوایی) حدود 12760 کیلومتر، مساحت رویه 500 میلیون کیلومتر مربع و حجمی در حدود یک هزار میلیارد کیلومتر مربع است. دوره تناوب [[%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA%20%D9%88%D8%B6%D8%B9%DB%8C|حرکت وضعی]] زمین به دور محورش 23 ساعت و 56 دقیقه و 4 ثانیه است. به عبارتی دیگر مدت زمان یک شبانه روز این مقدار است. فیثاغورث در قرن ششم پیش از میلاد پی برد که زمین کروی است.<br />
<br />
<br/>[[File:2s20px-dTerrestrial planet size comparisons.jpg|frame|مقایسه اندازه زمین]] {{-}}<br />
<br />
== <br/> ==<br />
<br />
== <br/> ==<br />
<br />
== <br/> ==<br />
<br />
== شکل زمین ==<br />
<br />
شکل زمین خیلی نزدیک به کره است .کوه ها و دره ها این شکل کروی را اندکی تغییر داده اند .در واقع اگر زمین را به گوی کروی مقیاس کنیم ، از گوی بیلیارد مقیاس کنیم از گوی بیلیار کامل تر خواهد بود .این کره اندکی در قسب ها پخ است :قطر قطبی زمین 40 کیلومتر کم تر از قطر آن در استوا است .بنابر این شکل زمین یک کره وار پخ است . پخ بودن زمین تا اندازه ای علت تغیر وزن اجسام با عرض جغرافیایی به شمار می رود . چون جسمی که در قطب باشد به مرکز زمین نزدیک تر است ، وزن آن بیشتر است. تفاوت وزن از استوا تا قطب حدود نیم درصد است . <ref name="multiple2">کتاب نجوم به زبان ساده/ مایر دگانی/ مترجم: محمد رضا خواچه پور</ref><br />
<br />
<span dir="LTR"></span><br />
<br />
== <br/> ==<br />
<br />
== حجم زمین ==<br />
<br />
چون زمین تقریباً کروی است می توان از فرمول تعیین حجم کره استفاده کرد: 4/3 πr<sup>3</sup><br />
<br />
مقدار شعاع زمین برابر است با: 6375km<br />
<br />
درنتیجه حجم زمین حدوداً برابر: V=4/3(3.1416)(6375<sup>3</sup>)Km<br />
<br />
V=1.085×10<sup>12</sup> کیلومترمکعب . <ref name="multiple3">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
== جرم زمین ==<br />
<br />
باید به روش غیر مستقیم این جرم زمین را اندازه گرفت چون نمی توان آن را روی ترازو گذاشت.<br />
<br />
F=(Gm<sub>1</sub>*m<sub>2</sub>)/r<sup>2</sup><br />
<br />
<sup>F=نیروی گرانش</sup><br />
<br />
G=ثابت گرانش<br />
<br />
m<sub>1=جرم جسم 1</sub><br />
<br />
m<sub>2=</sub>جرم جسم2<br />
<br />
جواب برابر :گرم<br />
<br />
5.98×10<sup>27</sup> . <ref name="multiple3">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
<br/><br />
<br />
== چگالی زمین ==<br />
<br />
جرم زمین برابر است با: گرم 5.98×10<sup>27</sup><br />
<br />
حجم زمین هم همانطور که در قسمت "حجم زمین" حل شد برابر است با: سانتی مترمکعب10<sup>27</sup>×1.08<br />
<br />
در نتیجه ی این که چگالی برابر است با جرم بر حجم،چگالی حدوداً می شود: cm<sup>3</sup> 5.5 .<br />
<br />
<ref name="multiple3">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
== ساختار ==<br />
<br />
ساختار داخلی زمین را می توان به چهار بخش تقسیم کرد : الف) پوسته ب) جُبه یا گوشته پ) هسته بیرونی ت) هسته درونی<br />
<br />
<br/>[[File:20110214123203529 3.jpg|frame|ساختار داخلی زمین]] {{-}}<br />
<br />
== حرکات زمین ==<br />
<br />
زمین دارای شش حرکت اساسی است :<br />
<br />
الف) [[%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA%20%D9%88%D8%B6%D8%B9%DB%8C|حرکت وضعی]]: چرخش به دور محور قطبین شمال جنوب در مدت زمان یک شبانه رو<br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br/>ب) [[%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA%20%D8%A7%D9%86%D8%AA%D9%82%D8%A7%D9%84%DB%8C|حرکت انتقالی]]: گردش در مدار بیضوی خود به دور خورشید طی مدت یک سال شمسی<br />
<br />
<br/>ج) [[%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA%20%D8%AA%D9%82%D8%AF%DB%8C%D9%85%DB%8C|حرکت تقدیمی]]: محور چرخش زمین نسبت به خط عمود بر صفحه مدار ، دارای زاویه انحرافی معادل 5/23 درجه است و زمین هر 23:56 یک بار حول آن می چرخد . اما جهت این محور فرضی در فضا ثابت نیست و به کندی حول خط عمود گردش میکند .<br />
<br />
<br/>د) [[%D8%AD%D8%B1%DA%A9%D8%AA%20%D8%AA%D8%B1%D9%82%D8%B5%DB%8C|حرکت ترقصی]]: (رقص محوری):جا به جایی مرکز جرم زمین و ماه که موجب حرکت زیگزاگی می شود.<br />
<br />
<br/>ه) حرکت [[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|خورشید]]، زمین و دیگر سیارات در داخل [[%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87%20%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%DA%AF%D8%A7%D9%86|خوشه ستارگان]] و به سمت ستاره [[%D9%86%D8%B3%D8%B1%20%D9%88%D8%A7%D9%82%D8%B9|نسر واقع]]<br />
<br />
<br/>و) حرکت خوشه ستارگاه به دور مرکز [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86%20%D8%B1%D8%A7%D9%87%20%D8%B4%DB%8C%D8%B1%DB%8C|کهکشان راه شیری]]<br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br/><br />
<br />
== گرم شدن زمین ==<br />
<br />
گرم شدن کلی کره زمین به معنای افزایش میانگین دمای سطح زمین است.از اواخر سال های 1800 میانگین دمای کلی 0.4 تا 0.8 درجه سانتی گراد افزایش یافته است.بسیاری از کارشناسان پیش بینی کرده اند که میانگین دمای زمین در سال 2100 ، 1.4 تا 5.8 درجه سانتی گراد افزایش خواهد یافت.این مقدار افزایش بیشترین مقداری است که ظرف هزار سال اخیر برای زمین پیش آمده است.<br />
<br />
دانشمندان نگران این مشکل هستند که انسان ها و اکوسیستم های طبیعی نتوانند خود را با این تغییرات سریع آب و هوایی وفق دهند.اکوسیستم شامل ارگانیزمهای زنده و محیط فیزیکی در یک محدوده مشخص است.این گرم شدن عمومی می تواند منتج به ضرر های فراوانی شود به همین دلیل کشور هایی در سراسر جهان به منظور کنترل این بحران قرار دادی را با نام پروتوکل کیوتو طرح کرده اند. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
<br/>گازهای اصلی تشکیل دهندۀ اتمسفر [[زمین|زمین]]، یعنی نیتروژن و اکسیژن، گاز گلخانهای نیستند. دلیل آن این است که گازهای دواتمی مانند این دو، اشعۀ فروسرخ را نه جذب و نه تابش میکنند. دی اکسید کربن گاز گلخانهای اصلی در اتمسفر است. برای اعصار متمادی درصد آن در جو پایدار مانده است، اما متأسفانه سوختن سوختهای فسیلی (که دارای کربن ذخیره شده هستند) به سرعت در حال افزایش دیاکسید کربن است که بهطور قطع بیشترین سهم را در این حقیقت که دمای زمین درحال بالا رفتن است، دارد - پدیدهای موسوم به گرم شدن زمین.<br />
<br />
بخار آب یکی از گازهای گلخانهای است که عملاً بیشترین سهم را در اثر گلخانهای دارد، یعنی چیزی بین 36% تا 66% . مقدار بخار آب موجود در هوا از جایی به جای دیگر تفاوت چشمگیر دارد، اما در کل، فعالیت انسان بر میزان غلظت آن تأثیر مستقیم ندارد (مگر در جاهایی مثل زمینهای آبیاری شده) و اثرات آن بر آب و هوای زمین ثابت مانده است.<br />
<br />
هم اکنون مقدار دو گاز گلخانهای دیگر هم در حال افزایش است:<br />
*1)توانایی حفظ حرارت در متان 20 برابر دی اکسید کربن است. ما هر ساله 500 ملیون تن متان به جو اضافه میکنیم. این کار از طریق پرورش دام، معادن زغال سنگ، کندوکاو برای نفت و گاز طبیعی، مزارع برنج و پوسیدگی زباله در محل انباشت آن صورت میگیرد.<br />
*2)هرساله بین 7 تا 13 ملیون تن اکسید نیتروژن، ناشی از کودهای نیتروژنی، فضولات حیوانی و انسانی و اگزوز خودروها، به جو وارد میشود.<br />
<br />
بیش از دو درجه افزایش در دمای متوسط زمین میتواند عواقب بسیار زیانباری برای نسل بشر به بار آورد و بههمین دلیل موضوع با جدیت در حال پیگیری است. <ref name="multiple2">کتاب درآمدی بر نجوم و کیهانشناسی/ ایان موریسون/ مترجم: غلامرضا شاهعلی</ref><br />
<br />
=== دلایل افزایش دمای سطح زمین ===<br />
<br />
کارشناسان هواشناسی گرم شدن هوا را از سال های 1800 انالیز کردند.اغلب آنها به این نتیجه رسیده اند که فعالیت های انسانی را عامل اصلی این گرم شدن هوا است.فعالیت های انسانی با افزایش خاصیت گلخانه ای زمین در گرم شدن زمین دخالت دارد.اثز گلخانه ای سطح زمین را در فرایند پیچیده ای که با همراهی نور خورشید گاز ها و ذرات موجود در [[اتمسفر]] صورت می گیرد گرم می کند.گاز هایی که گرما را در اتمسفر زمین نگه می دارند با اصطلاحا به دام می اندازند گاز های گلخانه ای نامیده می شوند.<br />
<br />
اصلی ترین فعالیت انسانی که منجر به گرمای زمین می شود سوزاندن سوختهای فسیلی و از بین بردن جنگل هاست.بیشتر سوخت فسیلی در اتوموبیل ها کارخانه ها و نیروگاه ها به مصرف می رسد.سوزاندن این سوخت ها گاز دی اکسید کربن با علامت اختصاریCO<sub>2</sub>تولید می کند.CO<sub>2</sub>از گاز های گلخانه ای است که روند فرار گرما از جو به فضا را بسیار کند می کند.درختان و دیگر گیاهان در روند فتوسنتز گازCO<sub>2</sub> را از هوا جذب می کنند.با از بین بردن گیاهان میزان گاز CO<sub>2</sub>در هوا افزایش می یابد.تجزیه شدن گیاهان نیز منجر به افزایش این گاز می شود. گروه کمی از دانشمندان معتقدند که افزایش گاز های گلخانه ای عامل اصلی این افزایش دما نیست بلکه افزایش انرژی تابیده شده از خورشید عامل اصلی می باشد.اما بیشتر کارشناسان هواشناسی تاثیر این عامل را در روند افزایش دمای عمومی کره زمین بسیار ناچیز می دانند. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
=== عواقب افزایش دما ===<br />
<br />
ادامه این افزایش دما آثار مخرب زیادی در بر دارد.ممکن است گیاهان و جانوران دریازی به مخاطره جدی بیفتند.زیستگاه های گیاهان و حیوانات دچار تغییرات اساسی می شوند.الگو های آب و هوا دستخوش تغییرات می شوند و نتیجه آن وقوع سیل و خشکسالی و طوفان های شدید و مخرب خواهد بود.افزایش دما با ذوب نمودن یخهای قطبی باعث بالا آمدن سطح آب دریا ها می شود.در مناطق خاصی از زمین بیماری های انسانی گسترش می یابد و محصولات کشاورزی نابود می شود. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
=== تاثیر گرما بر آبها ===<br />
<br />
در هنگام گرم شدن هوا دمای آب اقیانوسها نیز افزایش می یابد و منجر به بروز مشکلاتی در اکوسیستم اقیانوسها می شود.برای مثال گرم شدن آبها ممکن است باعث بروز پدیده ای به نام سفیدی مرجانهای دریایی شود.وقتی که آب گرم میشود مرجانها ماده ای را که عامل رنگ و تغذیه آنها است از درون خود خارج می کنند.در این حالت رنگ مرجان ها سفید می شود و چنانچه دمای آب به وضع طبیعی برنگردد میمیرند.گرمای افزوده همچنین منجر به وقوع بیماری هایی می شود که بر جانوران دریایی تاثیر گذار است. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
=== تغییر شکل زیستگاه های طبیعی ===<br />
<br />
ممکن است در محلهای طبیعی مسکونی حیوانات و گیاهان تغییرات شدیدی روی میدهد.بسیاری از گونه های زیستی مشکلات زیادی برای ادامه حیات در شرایط جدید خواهند داشت.برای مثال بسیاری از گیاهان گلدار بدون طی کردن زمستانی سرد شکوفه نخواهند کرد. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
=== تاثیر گرما بر آب و هوا ===<br />
<br />
تکرار وقوع شرایط بحرانی آب و هوا منجر به خسارات زیادی می شود.تغییرات الگوهای بارش باعث افزایش سیلابها و خشکسالی در نواحی مختلف می شود.طوفانها و تندباد ها بیشتر و قدرتمند تر به وقوع خواهند پیوست. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
=== بالا آمدن سطح آب ها ===<br />
<br />
ادامه گرم شدن هوا در طی چند قرن مقادیر زیادی از یخهایی که صفحه آنتا کتیکا را پوشانده اند ذوب می کند.در نتیجه سطح آبها در کل زمین بالاتر می آید.بسیاری از مناطق ساحلی ممکن است دچار سیل زدگی فرسایش از بین رفتن زمین های خشک و ورود آب دریاها به آبهای شیرین شوند.بالا آمدن آب دریا ها ممکن است منجر به غرق شدن شهر ها جزایر کوچک و دیگر مناطق زیستی شوند. <ref name="multiple1"> کتاب شناخت فضا و منظومه شمسی/گزیده مقالات ناسا/مترجم:الهام سجادیفر</ref><br />
<br />
== دوران های یخبندان زمین ==<br />
<br />
یکی از مباحث علمی مطرح در زمان ما،بحث درباره ی علل بروز دورانهای یخبندانهای گذشته و پیشگویی امکان وقوع عصر یخبندان جدیدی در آینده است.تنها در 18000 سال پیش،بخش شمالی ایالات متحده و سرزمین های دیگری در همین عرضهای جغرافیایی پوشیده از یخ بوده است.شواهد اثباتی این واقعه را هنوز می توان در قسمت هایی از ایالت مینه سوتا دید.به نظر برخی ناظران،سرمای شدید این دورانها ناشی از وقوع رخدادهای فاجعه بار،از قبیل برخورد یک [[سیارک]]،[[شهابسنگ]] یا [[دنباله دار|دنباله داری]] غول پیکر با زمین،و در نتیجه برخاستن غباری عظیم بوده،که مانع رسیدن گرمای خورشید به زمین شده است.برخی دیگر بر این عقیده اند که منشا دورانهای یخبندان اثری آمیخته از چند تغییر در حرکت زمین بوده است.در اینجا می خواهیم یک سناریوی ممکن را در این باره ارائه دهیم.در بحث مربوط به حرکت تقدیمی زمین به این نتیجه رسیدیم که کجی محور زمین همیشه 23.5 درجه است.این نتیجه گیری درست نیست،زیرا در هر دوره بسیار طولانی 41000 ساله،کجی محور زمین به اندازه 4 درجه تغییر می کند.هرگاه این کجی بیشتر از 23.5 درجه شود،تغییرات فصلی شدیدتر می شوند،یعنی سیر ظاهری خورشید،در تابستان ما،در شمال دورتر و در زمستان ما در جنوب دورتر می شود.چنین تغییر مشخصی در کجی محور زمین به پایین تر رفتن دما می انجامد و لایه ضخیمتری از یخ در نواحی قطبی را تشکیل می دهد.این روند افزایش بیش از حد لایه های یخی معمولا با افزایش آب شدن یخ در تابستان جبران می شود،اما عامل دیگری است که گاه گاه با بیشتر کج شدن محور زمین مصادف می شود.<br />
<br />
همچنین زمین در یک دوره ی 100000 ساله دستخوش تغییراتی در خروج از مرکزیت مدار خود می شود و این امر به تغییر زیادتری در فاصله ی مابین خورشید و زمین می انجامد.اکنون فرض کنیم که سه حالت در یک زمان صورت گیرد : (1) قطب شمال بر اثر کج شدن،از خورشید دور شود،یعنی در شمال زمستان باشد؛(2) به علت افزایش خروج از مرکز و حرکت تقدیمی زمین ،فاصله آن از خورشید دورتر از فاصله صدها هزار سال پیش شود؛(3)به علت دورتر شدن از خورشید،حرکت زمین در مدار خود کندتر،و بنابراین زمستانش طولانی تر شود.ترکیب همه این عوامل موجب ضخیمتر شدن یخی می شود که پس از ذوب شدن مقداری از آن در تابستان کوتاه بعد باقی می ماند.افزایش کلی در لایه های یخ می تواند عصر یخ بندان جدیدی را به وجود آورد.این نظریه طرفداران بسیاری دارد،اما کسان دیگری هم هستند که در این باره تردید می کنند و مدعی اند که اثر کلی این تغییرات برای ایجاد عصر یخبندان کافی نیست.<ref name="multiple3">کتاب نجوم دینامیکی نوشته رابرت تی. دیکسون/ ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
== منابع ==<br />
*Theory and problems of astronomy<br />
<br />
<references /><br/><br/><br/><br />
<br />
[[Category:سیاره]]<br/>[[Category:علوم سیارهای|علوم_سیارهای]]<br/>[[Category:منظومه شمسی|منظومه_شمسی]]<br/>[[Category:زمین]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%85%DB%8C_%D9%85%D8%A7%D8%B3&diff=14207می ماس2013-03-22T16:01:50Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>نخستین [[قمر]] از مجموعه قمر های عمده [[زحل]]،''می ماس'' نام دارد که به زحل نزدیک تر از دیگران است.این قمر که از درون تلسکوپ بسیار ضعیف و کم نور می نماید،دارای قطری حدود 390 کیلومتر است.کلیه آگاهی های ما از سطح این قمر علاوه بر مشاهدات [[تلسکوپ|تلسکوپی]]،به وسیله [[ویجر1]] که از فاصله 88.400 کیلومتری آن عبور کرد و همچنین [[ویجر2]] که تا 300000 کیلومتری به آن نزدیک گردید،بدست آمده است.می ماس همانند دیگر اقمار به دام افتاده یک قمر همزمان است و همواره یک نیمکره ثابت آن رو به زحل قرار دارد و مدت گردش آن برابر 22 ساعات و 34 دقیقه است.<br />
<br />
بزرگترین و چشمگیر ترین عارضه سطح این قمر گود پهناوری است به نام هرشل که 130 کیلومتر قطر دارد.ارتفاع دیواره های این گود نسبت به کف آن حدود 4 کیلومتر است و پاره ای از نقاط آن نسبت به سطح متوسط قمر حدود 10 کیلومتر ژرفا دارد و یک قله که دقیقا روی خط نیمگان قمر جای گرفته به ابعاد 30x20 کیلومتر در مرکز آن واقع است و ارتفاع آن نسبت به کف گود به شش کیلومتر بالغ می گردد.دیگر گود های این قمر که تقریبا بطور یکسان در سطح آن پراکنده اند در مقایسه با گود هرشل کوچکترند و اندازه آن ها حداکثر از 40 کیلومتر تجاوز نمی کند.ژرفای نسبتا زیاد گود های مزبور را با کمبود نیروی ثقل می ماس در ارتباط می داند.<br />
<br />
علاوه بر گود های می ماس،عوارض دیگری نیز به شکل دره در سطح این قمر دیده می شوند که طول آن ها به طور متوسط حدود 90 کیلومتر و عرض آن ها 10 گیلومتر و ژرفای آن ها 1 تا 2 کیلومتر است.<br />
<br />
چگالی می ماس 1.2 برابر آب،و سراسر آن را یخ فرا گرفته است.<br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br/><br />
<br />
== منبع ==<br />
*کتاب اطلس منظومه شمسی/نوشته:پاتریک مور/ترجمه:مهندس عباس جعفری<br />
<br />
<br/><br />
<br />
[[Category:علوم سیارهای|علوم_سیارهای]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%D9%84%D8%B3%DA%A9%D9%88%D9%BE_%D9%86%DB%8C%D9%88%D8%AA%D9%86%DB%8C&diff=14206تلسکوپ نیوتنی2013-03-22T15:55:02Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>{{نیازمند منبع}}<br />
آنچه بیشتر از سایر انواع [[تلسکوپ بازتابی|بازتابی]] ها به چشم می خورد [[تلسکوپ]] نوع نیوتنی است. این تلسکوپ ها طراحی ساده ای دارند و برای رصد اجرام ژرفای آسمان عالی عمل می کنند. آینه ای مقعر در انتهای لوله تلسکوپ [[نور]] ورودی را به آینه ثانویه که در سر لوله و با زاویه 45 درجه قرار دارد می تاباند. آینه ثانویه نیز نور را به سمت فوکوسر که در کناره لوله است می رساند. <br />
<br />
[[پرونده:H3wei3bcrkmud23rngi.jpg|طرح اپتیکی تلسکوپ نیوتنی.|وسط|قاب]]<br />
==محاسن و معایب==<br />
===خطای کما===<br />
<br />
با خطایی در تلسکوپ های نیوتنی رو به رو می شویم که [[خطای کما]] یا گیسو نام دارد و در مواردی همچون عکاسی نجومی شدیدا آسیب می رساند. در تلسکوپ های نیوتنی تنها راه برطرف کردن این خطا استفاده از تصحیح کننده های مخصوص در فوکوسر تلسکوپ است. تصحیح کننده خطای کما یا coma corrector همانند یک عدسی قطور توسط آدابتور های مخصوص ( تی رینگ و camera adapter) به دوربین عکاسی DSLR که لنز آن جدا شده متصل می شود. سپس مجموعه درون فوکوسر قرار خواهد گرفت. <br />
===گرد و قبار===<br />
باز بودن لوله تلسکوپ منجر به نشستن گرد و غبار رو آینه ها در زمان طولانی می شود. بدین منظور لازم است هر از چند گاهی آینه تلسکوپ باز شود و توسط تمیز کننده های مخصوص دوباره تمیز بشود. آینه تلسکوپ های نیوتنی ممکن از نقره اندود یا آلومینیوم اندود شده باشد. اندود نقره پس از چند ماه (مخصوصا در مکان های مرطوب) کدر شده و باید مجددا اندود بشود. اما اندود آلومینیوم چنین مشکلاتی ندارد.<br />
===مراقبت ها===<br />
در کل می توان گفت تلسکوپ های نیوتنی به مراقبت زیادی نیاز دارند. به جز تمیز کردن آینه و احتمال نیاز به اندودن مجدد، این نوع تلسکوپ ها به راحتی از هم خطی خارج می شوند. اجزای اپتیکی تلسکوپ باید حتما (چه در رصد و چه در عکاسی) کاملا هم خط باشند. در غیر این صورت کیفیت بسیار پایین خواهد بود، به طوری که ستاره ها حتی فوکوس کامل نخواهند داشت. فرآیند هم خطی را می توان به صورت چشمی یا با استفاده از هم خط کننده ها به صورت دقیق تر انجام داد. استفاده از هم خط کننده های لیزری به علت سرعت، دقت و سهولت در عکاسی نجومی بیشتر توصیه می شود. این هم خط کننده ها همانند یک چشمی درود فوکوسر قرار گرقته و سپس با استفاده از نور لیزر آن آینه اصلی و ثانویه توسط پیچ هایی که دارند باید هم خط شوند. به علت اینکه این تلسکوپ ها سریعا از هم خطی خارج می شوند لازم است پیش از هر بار رصد یا عکاسی هم خطی آن ها چک شود.<br />
===ابیراهی===<br />
دیگر خطا های اپتیکی مهم [[ابیراهی]] کروی و رنگی نام دارند. در آینه ها خطای رنگی کلا وجود ندارد، اما این آینه ها با ابیراهی کروی همچنان مواجه هستند. در تلسکوپ های نیوتنی تنها راه برطرف سازی ابیراهی کروی طراحی و ساخت آینه های مقعر سهموی شکل است. لازم به ذکر است وجود خطای کروی در عکاسی نجومی ضربه ای جدی به تصویر وارد کرده و از این جهت نیاز به حذف آن محسوس است.<br />
===هم دمایی===<br />
تلسکوپ های نیوتنی بر خلاف شکستی ها پیش از آغاز کار نیاز به هم دمایی با محیط دارند تا تصویری شفاف و عاری از آشفتگی های جوی بدهند که بسته به قطر شیئی تلسکوپ این مدت زمان متغیر می باشد. در بزرگنمایی های بالا و در رصد یا عکاسی از سیارات این هم دمایی امری بسیار مهم محسوب می شود.<br />
<br />
==کاربرد تلسکوپ های نیوتنی در عکاسی نجومی==<br />
یکی از برتری های نیوتنی ها به سایر تلسکوپ ها ساده تر بودن ساخت اپتیک هایی با نسبت کانونی پایین و در نتیجه افزایش سرعت عکاسی است. فاصله کانونی نیوتنی ها متفاوت است و با توجه به ابعاد و مبحث مورد نظر در [[عکاسی عمق آسمان]] می توان فاصله کانونی مناسب را انتخاب کرد؛ اما فاصله کانونی معمول حداقل از 600 میلی متر برای یک نیوتنی آغاز شده و تا فواصل طولانی ادامه دارد. یک نیوتنی با فاصله کانونی کم برای [[سحابی]] ها و فواصل کانونی بالای 1000 میلی متر برای عکاسی از [[کهکشان]] ها مناسب است. واضح است که کیفیت آینه از عدسی در عکاسی پایین تر است، اما با استفاده از نیوتنی ها هم می توان عکس های بسیار خوبی از اعماق آسمان گرفت.<br />
<br />
[[پرونده:111111.jpg|تصویر گرفته شده با کمک یک تلسکوپ نیوتنی دست ساز از سحابی های اطراف ستاره [[قلب العقرب]]؛ عکس از Eder Ivan.|وسط|قاب]]<br />
<br />
<br />
==منبع==<br />
سایت آوا استار<br />
[[رده:ابزارهای نجومی]] <br />
[[رده:عکاسی نجومی]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%A7%D9%86%D8%B3%D9%84%D8%A7%D8%AF%D9%88%D8%B3&diff=12097انسلادوس2013-02-16T19:58:51Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>انسلادوس دومین قمر از مجموعه قمر های عمده [[زحل]] است.قطر این قمر فقط 500 کیلومتر و چگالی آن کمی بیشتر از آب است.تصاویر ارسالی از ویجر 1 که از فاصله حدود 200 هزار کیلومتری قمر مزبور تهیه شده نشان می دهد که سطح انسلادوس نسبت به سطح دیگر قمر هایی که از یخ پوشیده شده اند دگرگون است.ویجر 2 از فاصله 87.140 کیلومتری قمر مزبور عبور کرد و به روشنی نشان داد که انسلادوس قمری است روشن و با نسبت بازتابی که از صد درصد چندان دور نیست بهترین منعکس کننده در خانواده خورشیدی به شمار می آید.بخشی از سطح انسلادوس به وسیله خردیزه هایی که در مدار پیرامون زحل در گردش اند به شدت بمباران شده و در بخشی دیگر عوارضی شبیه دره یا رشته ارتفاعات به چشم می خورد که ژرفا یا بلندی پاره ای از آنها به حدود یک کیلومتر می رسد.علاوه بر عوارض بالا دشت پهناوری نیز در انسلادوس وجود دارد که نشانه از گودهای شهابی در آن دیده نمی شود.<br />
<br />
انسلادوس بر خلاف قمر های یخ بسته کره ای است احتمالا فعال.بدیهی است فعال بودن قمری به این کوچکی خود عجیب و شگفت انگیز خواهد بود.<br />
<br />
مدار انسلادوس در فاصله ای به میانگین 238.900 کیلومتری زحل جای دارد و یک دور گردش آن 1روز و 8 ساعت و 33 دقیقه طول می کشد.<br />
<br />
<br/>[[File:انسلادوس.jpg|frame|center|انسلادوس]] [[File:Titan and Enceladus.jpg|thumb|left|گذر انسلادوس از مقابل تایتان، تصویر از کاوشگر کاسینی]]<br />
<br />
<br/><br />
<br />
[[File:Enceladus from Voyager.jpg|thumb|right|تصویر گرفته شده از انسلادوس به وسیله وویجر2 در سال 1981]] [[File:Enceladus Earth Comparison at 29 km per px.png|thumb|center|مقایسه اندازه انسلادوس و زمین]] <br />
<br />
[[File:Untitled.png|frame|left|راست:ممکن است انسلادوس دارای اقیانوسی از آب شور در زیر پوسته یخی خود باشد. چپ:دیواره های شکاف های یخی تصعید یا ذوب شوند و یخ از طریق این منافذ به فضای بیرون راه پیدا کند.]]<br />
<br />
{{-}} {{-}}<br />
<pre></pre><br />
== منابع ==<br />
<br />
کتاب اطلس منظومه شمسی/نویسنده:پاتریک مور/ترجمه:عباس جعفری<br />
<br />
[[Category:منظومه شمسی|منظومه_شمسی]]<br/>[[Category:قمر]]<br/>[[Category:علوم سیارهای|علوم_سیارهای]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AA%D9%84%D8%B3%DA%A9%D9%88%D9%BE_%D8%B4%DA%A9%D8%B3%D8%AA%DB%8C&diff=12096تلسکوپ شکستی2013-02-16T19:57:52Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>[[تصویر:Pic-3.jpg|چپ|قاب]]تلسکوپهای شکستی ابتدایی، عدسی شیئی سادهای داشتند؛ به همین دلیل، انجام رصد با آن بهوسیلهی [[ابیراهی رنگی]] مختل میشد. با توجه به اینکه شیشه رنگهای مختلف را به مقدار متفاوت میشکند، تمام رنگها در یک نقطهی کانونی به هم نمیرسند. با افزایش طولموج، طول کانونی بلندتر میشود. برای غلبه بر این مشکل، در قرن هیجدهم عدسی <br />
بیرنگ یا [[آکروماتیک]] بهصورت ترکیبی از دو عدسی، ابداع شد. در این نوع عدسی، وابستگی طول کانونی به طولموج بسیار کمتر از یک عدسی ساده است؛ و در یک طولموج ، طول کانونی یک فرینه دارد (معمولاً یک کمینه). در نزدیکی این نقطه، تغییر طول کانونی نسبت به طولموج بسیار کوچک است. اگر تلسکوپ برای مشاهدات چشمی مورد استفاده قرار میگیرد، معمولاً طول موج کمینه را برابر با 550nm برمیگزینیم که متناظر است با بیشینهی حساسیت چشم. در تلسکوپهای عکاسی، معمولاً عدسی شیئی با طوا موج کمینه 425nm ساخته میشود، چرا که صفحات عکاسی معمولی بیشترین حساسیت را به قسمت آبی طیف دارند.<br />
<br />
با ترکیب سه عدسی یا حتی بیشتر، از جنس شیشههای متفاوت، میتوان ابیراهی رنگی را در عدسی چشمی بیش از پیش تصحیح کرد (مانند چشمیهای [[آپوکروماتیک]]). همچنین، در شیشههای مخصوصی، وابستگی ضریب شکست به طولموج را بهگونهای حذف کردهاند که با دو عدسی از آنها، ابیراهی رنگی تقریباً اصلاح میشود. البته تاکنون از این نوع عدسیها در نجوم چندان استفادهای نشده است.<br />
<br />
بزرگترین تلسکوپهای شکستی در جهان دهانهای به قطر تقریبی یک متر دارند و نسبت کانونی آنها نوعاً بین f/10 تا f/20 است . بزرگترین تلسگوپ شکستی در رصدخانه یرکیز ، وابسته به دانشگاه شیکاگو در ویسکانس امریکا قرار دارد که قطر شیئی آن حدود 1 متر (40 اینچ) است . این شیئی آکروماتیک است و رنگهای متخلف نور را تقریبا به طور دقیق در یک کانون گرد می آورد. <br />
تلسکوپ های شکستی بزرگتر از این تاکنون ساخته نشده اند ، زایرا معلوم شده است که شیئی تلسکوپ یرکیز تقریبا بزرگترین شیئی ای است که عملا می توان ساخت. اگر شیئی بزرگتر از این اندازه باشد ، وزن شیشه آن سبب می شود که عدسی تاب بردارد و به اعوجاج تصویر بیانجامد . از طرف دیگر [[تلسکوپ بازتابی]] مشابه یا دارای اندازه بزرگتر از این ، ارزانتر هستند و به راحتی نیز ساخته می شوند. <br />
<br />
استفاده از تلسکوپهای شکستی، به علت میدان دید کوچک و ساختمان دراز و بزرگ آن، با محدودیتهایی روبرو است. از این تلسکوپها، برای مثال، در مشاهدهی [[ستارههای دوتایی]]، و در تلسکوپهای گوناگون نصفالنهاری که وظیفهی تعیین موقعیت ستارگان را بر عهده دارند، استفاده میشود. در عکاسی، از این تلسکوپها میتوان در اندازهگیریهای دقیق موقعیت استفاده کرد؛ برای مثال، برای پیدا کردن [[اختلافمنظر]].<br />
<br />
با استفاده از آرایشهای پیچیدهتر عدسی، میتوان به [[میدان دید]] وسیعتری دست یافت. این نوع تلسکوپها را اخترنگار مینامند. اخترنگار از یک چشمی متشکل از سه تا پنج عدسی بهره میبرد و دهانهی آن کمتر از 60cm است. نسبت کانونی f/5 تا f/7 ، و میدان دید حدود 5 درجه میباشد. از اخترنگار در عکسبرداری مناطق وسیع آسمان استفاده میشود؛ بهطور مثال، در مطالعهی حرکت ویژه، و مطالعهی آماریِ روشنایی ستارگان.<br />
<br />
[[رده:ابزارهای نجومی]]<br />
<br />
== منبع ==<br />
کتاب مبانی ستارهشناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاهعلی [http://fa.wikipedia.org/wiki/%D9%85%D8%A8%D8%A7%D9%86%DB%8C_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%E2%80%8C%D8%B4%D9%86%D8%A7%D8%B3%DB%8C_(%DA%A9%D8%AA%D8%A7%D8%A8)] [http://astronomy2012.blogfa.com]<br />
<br />
کتاب ساختار ستاگان و کهکشان ها/نوشته پاول هاج/مترجم: توفیق حیدرزاده/صفحه 288</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D9%84%D9%86%D8%B2_%D8%AA%D9%84%D9%87&diff=12095لنز تله2013-02-16T19:54:04Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>هر لنزی که فاصله کانونی آن بیشتر از قطر حسگر یا فیلم دوربین عکاسی باشد، لنز تله آن دوربین به حساب می آید. لنز های تله به دو گروه "تله کوتاه" و "تله بلند" تقسیم می شوند. لنز های تله کوتاه معمولا فاصله کانونی 85 تا 250 میلی متر و لنز های تله بلند 300 تا 1000 میلی متر را دارا هستند. این لنز ها کاربرد های بسیاری در عکاسی پرتره، ورزشی و حیات وحش دارند. در عکاسی نجومی، گاهی در برخی فواصل کانونی که تلسکوپی در آن فاصله کانونی قرار ندارد، عکاسان از این لنز ها استفاده می کنند؛ مثلا لنز 85 میلی متر. اما در سایر فواصل کانونی، می توان به جای خرید لنز با بودجه ای کمتر یک [[تلسکوپ]] [[آپوکوماتیک]] تهیه و جهت عکاسی عمق آسمان استفاده نمود. <br />
<br />
عمق میدان لنز های تله به مراتب از سایر لنز ها کمتر است. از نظر فیزیکی هم بزرگ و سنگین تر از لنز نرمال هستند؛ به طوری که در لنز های تله بلند، زیر لنز جایی برای قرار گرفتن روی سه پایه وجود دارد.<br />
==منبع==<br />
ویکی پدیا فارسی<br />
<br />
مجله نجوم/شماره 149/ویژه نامه عکاسی نجومی<br />
<br />
مجله نجوم/شماره 199<br />
[[رده:لنزها]]</div>Spacehttp://wiki.avastarco.com/index.php?title=%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF&diff=12094خورشید2013-02-16T19:29:34Z<p>Space: </p>
<hr />
<div>{{تکمیلی}}خورشید [[ستاره]] است.ستاره ی ما.وعملا هر نوع انرژی که حیات به آن وابسته است، از خورشید ناشی می شود.در حالی که از نگاه کردن مستقیم به خورشید بر حذر شده ایم، اخترشناسان تکنیک های خاصی دارند که به نحوی بی خطر ماهیت آن را در طول موج های گوناگون آشکار می کنند.<br />
<br />
تابش [[فروسرخ]] آن را با گرمایی که هر روز احساس میکنیم برایمان ملموس می شود، و اثر تابش [[فرابنفش]] آن برنزگی(برنزه شدن)پوست ما است.اگر خورشید را به عنوان یک ستاره مدل تلقی کنیم، که سایر ستارگان را با آن بتوان مقایسه کرد، برای درک و فهم آن ستارگان مجهز تر خواهیم بود.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
== مقدمه ==<br />
<br />
[[File:Planets and sun size comparison.jpg|thumb|مقایسه اندازه خورشید و سیاره های پیرامون]] [[File:Comparison sun seen from planets.svg|thumb|مقایسهٔ بزرگی ظاهری خورشید در سطح سیارههای تیر، زهره، زمین، بهرام، هرمز، کیوان، اورانوس، نپتون و پلوتو]]<br />
<br />
برای آن که خورشید را ستاره بدانیم باید ماهیت آن را به درستی بشناسیم، ماهیتی که با ماهیت سیارات یا اقمار آن تفاوت چشم گیری دارد.خورشید دوزخ متلاطم و جوشان عظیمی است که انرژی آن از درون خودش ایجاد میشود. هنگامی را تصور کنید که در آفتاب بعدازظهر ساحلی آرمیده اید.در این حالت تحت تاثیر سه شکل متمایز انرژی تابشی قرار دارید:فروسرخ(گرمای تابشی)، که پیکرتان آن را بصورت گرما حس می کند؛نور مرئی که با چشمانتان احساسش می کنید؛و فرابنفش، که بدنتان آن را با برنزه شدن پوست یا آفتاب سوختگی "حس می کند". این انرژی خورشید است که توده های هوا را گرم میکند، سبب اختلاف فشار در هوا می شود و باد پدید می آورد. باد به نوبه ی خود خیزآبهایی در سطح اقیانوس ایجاد میکند که سرانجام به صورت امواج کف کرده و کوبنده به ساحل سرازیر می شوند. این انرژی خورشید است که آب را (از طریق تبخیر)از سطح دریا بالا می بردکه بصورت باران به زمین فرو می بارد. این انرژی خورشید است که توسط فتوسنتز تغییرات شیمیایی در گیاهان پدید می آورد، عناصری مانند کربن، هیدروژن و اکسیژن را به مواد غذایی مورد مصرف تبدیل میکند، و اکسیژن لازم برای تنفس ما را فراهم می آورد. درواقع رد بیشتر منابع انرژی ما بر روی زمین به خورشید باز میگردد. سوختهای فسیلی، مانند زغال سنگ و نفت، از موجودات زنده ای حاصل شده اند که وجود و ساختار شیمیایی درون یاخته های بدنشان در گذشته های دور به خورشید وابسته بوده است. حیات بگونه ای که امروز میشناسیم، بدون دریافت انرژی از خوزشید، امکان وجود نداشته است.<br />
<br />
زمین به عنوان پیکره ای وابسته به انرژی خورشیدی خوشبختانه در فاصله ی مناسبی نسبت به خورشید قرار گرفته است. فاصله ی متوسط [[زمین]] تا خورشید را [[واحد نجومی]] می نامیم.امروزه میتوانیم فاصله ی بسیاری از اشیای موجود در منظومه ی شمسی را با ارسال یک سیگنال راداری یا یک شعاع لیزری به آن شیئ و تعیین زمان رفت و بازگشت آن، تعیین کنیم.اما اگر یک سیگنال راداری با یه سوی خورشید روانه کنیم، آشکار سازی بازتاب آن درمقابل زمینه ی سایر انرژی های نوری و رادیویی که خود خورشید گسیل میکند، بسیار دشوار خواهد بود.از این رو ما از یک روش غیر مستقیم استفاده میکنیم.اختر شناسان یک سیگنال رادیویی یا لیزری به سوی یک سیاره یا سیارک میفرستد و زمان رفت و برگشت آن را تعیین میکند.با توجه به این که همه ی شکل های تابش الکترومغناطیس در خلاء با سرعت نور سیر می کنند،ناظر میتواند فاصله ی زمین تا آن شیء را با استفاده از مدت زمان لازم برای رفت و برگشت سیگنال محاسبه کند.در این صورت با معلوم بودن فاصله و دوره گردش شیء مورد نظر به دور خورشید، ناظر میتواند واحد نجومی را با استفاده از قانون سوم [[کپلر]] محاسبه کند.بنابر قانون سوم کپلر مجذور دوره گردش سیاره با مکعب میانگین فاصله ی آن از خورشید متناسب است.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref> {{-}}<br />
<br />
== اطلاعات اساسی ==<br />
<br />
[[File:236084main MilkyWay-full-annotated.jpg|thumb|right|نمایی از کهکشان راه شیری که در آن جای خورشید هم نشان داده شدهاست.]] [[File:Solar evolution (English).svg|thumb|right|نمودار تکامل درخشندگی، شعاع و دمای موثر خورشید در مقایسه با امروز آن]] [[File:Star-sizes-fa.jpg|thumb|right|همسنجی سیارههای منظومه خورشیدی با تعدادی از ستارههای مشهور]] [[File:Actual Sunset.jpg|thumb|right|خورشید در شامگاه]] [[File:Sunspot-number.png|thumb|right|پیشینهٔ لکههای خورشیدی در ۲۵۰ سال گذشته، به خوبی میتوان دید که چرخهٔ لکهها تقریبا هر ۱۱ سال یک بار تکرار میشود.]]<br />
<br />
{{الگو:جعبه اطلاعات خورشید}}<br />
<br />
'''فاصله از زمین:'''<br />
<br />
کمترین 147200000 کیلومتر<br />
<br />
میانگین 149600000 کیلومتر ؛ این فاصله در دی ماه کمتر از تیر ماه است.<br />
<br />
بیشترین 152000000 کیلومتر<br />
<br />
'''قطر زاویه ای ظاهری :'''<br />
<br />
کمترین 31 دقیقه و 28 ثانیه<br />
<br />
میانگین 31 دقیقه و 59 ثانیه<br />
<br />
بیشترین 32 دقیقه و 30 ثانیه<br />
<br />
<br/>خورشید نزدیک ترین [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87|ستاره]] به [[%D8%B2%D9%85%DB%8C%D9%86|زمین]] است. خورشید در مقایسه با میلیاردها ستاره ی [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86|کهکشان]] ما ، ستاره ای متوسط به شمار می رود. این ستاره ، یک ستاره ی [[%D8%B1%D8%B4%D8%AA%D9%87%20%D8%A7%D8%B5%D9%84%DB%8C|رشته اصلی]] است و تا حدود 5.5 میلیاد سال دیگر نیز در این مر حله از زندگی خود خواهد بود. گونه ی طیفی آن G2 است. با این حساب دمای سطحی آن 5777 کلوین است. خورشید مانند تمام ستارگان دیگر ، کره ای از گاز بسیار داغ و پلاسما است. خورشید در هر ثانیه انرژی ای معادل 10^26*3.86 ژول تولید می کند. خورشید تنها ستاره ای است که تا حدی به زمین نزدیک است که دانشمندان می توانند سطح آن را به دقت بررسی کنند و از واکنشهای درون آن باخبر شوند و یکی از مهمترین ابزارهای سنجش نظریه های اخترفیزیکی است.<br />
<br />
{{-}}<br />
<br />
== ریشه شناسی نام خورشید ==<br />
<br />
'''انگلیسی'''<br />
<br />
اسم خاص sun در زبان انگلیسی ، از کلمه ی sunne در انگلیسی قدیمی گرفته شده ( این اتفاق در حدود سال 725 افتاده و حماسه ی بیوولف نیز مؤید آن است) که خود احتمالا به واژه ی south مربوط می شود. این نام بدلیل ریشه ی مشترک ، در برخی دیگر از زبان های ژرمنی نیز آمده. مانند sunne یا sonne در زبان فریزی قدیمی ، sunna در ساکسون قدیمی ، sonne در هلندی میانه ، zon در هلندی مدرن ، sunna در آلمانی قدیمی علیا ، sonne در آلمانی مدرن ، sunna در دانمارکی قدیمی و sunno در زبان گاتها. تمام واژگان زبان های ژرمنی برای خورشید ، از واژه ی ماقبل ژرمنی sunnon گرفته شده اند. همچنین در دوران بت پرستی و جاهلیت ، ژرمن ها خورشید را به عنوان خدایگانی بانام Sol/sunna می پرستیدند.دانشمندان حدس می زنند این خورشیدپرستی ژرمن ها ، از اقوام ماقبل هند و اروپایی ، بدلیل همبستگی های زبانی هند و اروپایی به ارث رسیده ، کما این که به خورشید در زبان هلندی sol ، در زبان سانسکریت Surya ، در زبان گال ها sulis ، در زبان لاتین saule ، و در زبان اسلاوی solnitse گفته می شود. نام انگلیسی sunday برای روز یکشنبه از روزهای هفته ، از زبان انگلیسی قدیمی گرفته شده ( sunnandaeg به معنای روز خورشید ، از پیش از سال 700 میلادی) که خود نتیجه ی برگردان ژرمنی از dies solis در زبان لاتین است ، که خود برگردانی از hemera heliou در زبان یونانی است. واژه ی sol که در لاتین به معنای خورشید است ، واژه ای شناخته شده است اما در زبان انگلیسی بیشتر از فرم صفت آن ، solar (خورشیدی) استفاده می شود.sol همچنین توسط سیاره شناسان برای نامیدن طول یک [[%D8%B1%D9%88%D8%B2%20%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF%DB%8C|روز خورشیدی]] بر روی [[%D8%B3%DB%8C%D8%A7%D8%B1%D9%87|سیاره]] ای دیگر مانند [[%D9%85%D8%B1%DB%8C%D8%AE|مریخ]] استفاده می شود.<br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br />
== مشخصه های فیزیکی خورشید ==<br />
<br />
تعیین [[قدر]] خورشید مستقیما از معلومات ما نسبت به فاصله ی آن تا زمین و زاویه ای ظاهری که قطر خورشید با چشم ما می سازد صورت می گیرد.فرض کنید قطر خورشید در روزی که فاصله از زمین 149598000کیلومتر باشد زاویه 0.5320 درجه می سازد. در محاسبات زیر، از روش بسیار مفیدی است که فقط مستلزم محاسبات ساده حسابی است.<br />
<br />
زمین را در مرکز دایره ی عظیمی به شعاع 149598000 کیلومتر تجسم کنید. قطر خورشید را به صورت بخشی از محیط آن دایره(کمانی از آن دایره)در نظر بگیرید.در این صورت نسبت زاویه 0.5320 درجه به زاویه کلی در مرکز دایره(360 درجه) برابر با نسبت قطر خورشید(d) به محیط کل آن دایره(2πr) خواهد بود: [[File:Sun-1.png|center|alt=Sun-1.png]]<br />
<br />
این معادله را بر حسب d حل می کنیم:<br />
<br />
[[File:Sun-2.png|center|alt=Sun-2.png]]<br />
<br />
<br/>با این حساب قطر تقریبی خورشید 1390000کیلومتر در حدود 110 برابر قطر زمین می شود. برای مجسم کردن ابعاد عظیم خورشید توجه کنید که قطر کوچترین لکه خورشیدی برابر کل قطر زمین است.<br />
<br />
اختلاف ما بین حجم خورشید و حجم زمین از این هم چشمگیر تر است. می دانید که حجم دو کره با مکعب شعاع آنها متناسب است؛مثلا اگر قطر یک کره 2برابر شود حجمش 8 برابر می شود.در این صورت اگر نسبت قطر خورشید به قطر زمین را که در بالا تعیین کردیم یعنی 110/1 به توان سه برسانیم به این نتیجه می رسیم که تعداد 1331000 زمین در حجم خورشید می گنجد.<br />
<br />
[[File:Sun-earth-1.png|frame|center|با معلوم بودن فاصله زمین تا خورشید و زاویه ای را که قطر خورشید با چشم ما می سازد، میتوان قطر حقیقی خورشید را یافت]]<br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br/>جرم خورشید را میتوان با یررسی اثر گرانشی آن بر زمین(یا هر سیاره ی دیگر)به دست آوریم.زمین اگر فقط تحت اثر لختی(اینرسی) خود باشد با حرکت یکنواختی در فضا سیر می کند اما جاذبه متقابل آن با خورشید سبب می شود که زمین با شتابcm/sec^2 0.59 حرکت کند.<br />
<br />
به فرض آن که نیرویی که این شتاب را ایجاد کرد،نیروی گرانی باشد ما F=ma را مساوی F=G (m<sub>1</sub> ×m<sub>2</sub>)/r<sup>2</sup> قرار می دهیم که در این صورت خواهیم داشت:<br/><br />
<br />
[[File:Sun-3.png|center|alt=Sun-3.png]]<br />
<br />
که در آن m<sub>1</sub> جرم زمین و m<sub>2</sub> جرم خورشید است.با حذف m<sub>1 </sub>از دوطرف این رابطه به معادله ی زیر میرسیم:<br/><br />
<br />
[[File:Sun-4.png|center|alt=Sun-4.png]]<br />
<br />
با حل این معادله می توانیم m<sub>2</sub> جرم خورشید را بدست آوریم.<br/><br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br/>هرگاه جرم زمین را که 10<sup>27</sup>×6 گرم است با جرم خورشید مقایسه کنیم متوجه می شویم که جرم خورشید 300000 برابر جرم زمین است.اکنون می توانیم چگالی خورشید را حساب کنیم این کار به ما یاری می دهد که ماهیت خورشید را بفهمیم.برای محاسبه چگالی خورشید باید جرم خورشید را بر حسب گرم به حجم آن بر حسب سانتی متر مکعب تقسیم کنیم.اما برای این کار روش ساده تری وجود دارد که در آن کمیتها در ارتباط با زمین بیان می شوند.به فرض آنکه جرم خورشید تقریبا 300000 برابر جرم زمین و حجم خورشید تقریبا 1300000 برابر حجم زمین باشد میتوانیم رابطه ی زیر را بنویسیم:<br/><br />
<br />
[[File:Sun-6.png|center|alt=Sun-6.png]]<br />
<br />
<br/><br />
<br />
بنا براین چگالی خورشید تقریبا یک چهارم چگالی زمین است این چگالی درباره ی ساختار خورشید به ما چه می گوید؟ما چرم سماوی دیگری را میشناسیم که در واقع دارای همین میانگین چگالی است و آن مشتری است.بنابر این قاعدتا ترغیب می شویم که ساختار مشابه آن را برای خورشید هم تجسم کنیم:هسته ای جامد و نسبتا کوچک غوطه ور در لایه ای مایع که مقدار زیادی جو گازیاین لایه را احاطه کرده است.اما در چنین تصویری یک تفاوت بسیار مهم میان مشتری و خورشید نادیده گرفته میشود:درون هسته ی خورشید در هر ثانیه موادی معادل هزاران بمب هیدروژنی در حال انفجار و تغییر اند.این انرژی آزاد شده در هسته ی خورشید آن را به حالت گازی نگه میدارد با وجود این واقعیت که در بخش میانی خورشید فشار هایی تقریبا معادل بیلیونها برابر فشار جو زمین وارد می آید.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br/><br />
<br />
== ویژگی های کلی ==<br />
<br />
خورشید ستاره ی مرکزی [[%D9%85%D9%86%D8%B8%D9%88%D9%85%D9%87%20%D8%B4%D9%85%D8%B3%DB%8C|منظومه شمسی]] (خورشیدی) است. شعاع خورشید در حدود 109 برابر شعاع زمین(696 هزار کیلومتر) و جرم آن در حدود 330000 برابر جرم زمین است. جرم خورشید %99.86 جرم منظومه شمسی را شامل می شود. از لحاظ شیمیایی ، سه چهارم جرم خورشید از هیدروژن و تقریبا تمام بخش باقیمانده از هلیم تشکیل شده است. اگر کمی دقیق تر شویم ، خواهیم دید که حدود %1.69 از جرم خورشید از عناصری به غیر از هیدروژن و هلیم ، مانند اکسیژن ، کربن ، نئون ، آهن و غیره ساخته شده است. (البته توجه داشته باشید که این مقدار نیز خود 5628 برابر جرم زمین است) خورشید از دیدگاه گونه ی طیفی ، یک ستاره زرد رنگ در [[رشته اصلی]] به حساب می آید ، چرا که بیشترین شدت تابش شده از آن در محدوده ی زرد-سبز طیف مرئی است. البته خورشید از فضا سفید رنگ دیده می شود ، اما از روی زمین بدلیل وجود پراکندگی جوی به رنگ زرد دیده می شود. خورشید انرژی خود را از راه [[%D9%87%D9%85%D8%AC%D9%88%D8%B4%DB%8C%20%D9%87%DB%8C%D8%AF%D8%B1%D9%88%DA%98%D9%86|همجوشی هیدروژن]] در هسته اش ، یعنی تبدیل هیدروژن به هلیم ، تأمین می کند به طوری که در عرض یک ثانیه در مرکز خود ، 620 میلیون تن هیدروژن را به هلیم تبدیل می کند. خورشید دارای [[%D9%82%D8%AF%D8%B1%20%D9%85%D8%B7%D9%84%D9%82|قدر مطلق]] 4/83+ و [[%D9%82%D8%AF%D8%B1%20%D8%B8%D8%A7%D9%87%D8%B1%DB%8C|قدر ظاهری]] 26.74- (از روی زمین) است. در [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86%20%D8%B1%D8%A7%D9%87%20%D8%B4%DB%8C%D8%B1%DB%8C|کهکشان راه شیری]] ، حدود %85 ستارگان از خورشید کم نورترند [[File:Sunspot-az-450.jpg|frame|left|alt=Sunspot-az-450.jpg]]<br />
<br />
قسمت بیرونی [[%D8%AA%D8%A7%D8%AC%20%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|تاج خورشید]] (بیرونی ترین لایه ی [[%D8%AC%D9%88%20%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B4%DB%8C%D8%AF|جو خورشید]] که در ادامه از آن صحبت خواهد شد) در فضا گسترش می یابد و باد خورشیدی را که جریانی مداوم و پیوسته از ذرات باردار پرسرعت است ایجاد می کند. باد خورشیدی در [[%D9%85%D8%B1%D8%B2%20%D9%85%D9%86%D8%B8%D9%88%D9%85%D9%87%20%D8%B4%D9%85%D8%B3%DB%8C|مرز منظومه شمسی]] که حدود 100 [[%D9%88%D8%A7%D8%AD%D8%AF%20%D9%86%D8%AC%D9%88%D9%85%DB%8C|واحد نجومی]] دورتر از خورشید است ، با دیگر [[%D8%A8%D8%A7%D8%AF%D9%87%D8%A7%DB%8C%20%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%20%D8%A7%DB%8C|بادهای ستاره ای]] برخورد کرده و محدوده ی اثرگذاری آن پایان می یابد. حبابی که در اثر باد خورشیدی در فضای میان ستاره ای ایجاد می شود ، [[%D8%AE%D9%88%D8%B1%D8%B3%D9%BE%D9%87%D8%B1|خورسپهر]] نامیده می شود که بزرگترین ساختار پیوسته ی شناخته شده ی منظومه شمسی است. خورشید در حال حاضر در حال حرکت در میان ابر میان ستاره ای محلی در حباب محلی در لبه ی بازوی جبار در [[%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86%20%D8%B1%D8%A7%D9%87%20%D8%B4%DB%8C%D8%B1%DB%8C|کهکشان راه شیری]] است. در میان نزدیک ترین 50 سیستم ستاره ای به کره ی زمین ، که شامل ستارگانی تا حداکثر فاصله ی 17 سال نوری می شوند ، خورشید چهارمین ستاره ی پرجرم است. خورشید در فاصله ی 24000 تا 26000 [[%D8%B3%D8%A7%D9%84%20%D9%86%D9%88%D8%B1%DB%8C|سال نوری]] از [[%D9%85%D8%B1%DA%A9%D8%B2%20%D8%B1%D8%A7%D9%87%20%D8%B4%DB%8C%D8%B1%DB%8C|مرکز راه شیری]] ، به دور آن می گردد. اگر از [[%D9%82%D8%B7%D8%A8%20%D8%B4%D9%85%D8%A7%D9%84%20%DA%A9%D9%87%DA%A9%D8%B4%D8%A7%D9%86%DB%8C|قطب شمال کهکشانی]] به خورشید نگاه کنیم ، جهت چرخش آن ساعتگرد است. خورشید در عرض 225 تا 250 میلیون سال یک دور کامل به دور مرکز کهکشان راه شیری می زند. چون کهکشان ما با سرعت 550 کیلومتر بر ثانیه نسبت به تابش ریزموج پس زمینه کیهانی در جهت [[%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA%20%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C%20%D9%85%D8%A7%D8%B1%20%D8%A2%D8%A8%DB%8C|صورت فلکی مار آبی]] در حال حرکت است ، پس خورشید نیز با سرعت 370 کیلومتر بر ثانیه به سمت [[%D8%B5%D9%88%D8%B1%D8%AA%20%D9%81%D9%84%DA%A9%DB%8C%20%D8%A7%D8%B3%D8%AF|صورت فلکی اسد]] یا جام در حال حرکت است.<br />
<br />
فاصله میانگین زمین از خورشید 149/6 میلیون کیلومتر است. این فاصله در طول یک سال هنگامی که زمین در [[%D9%85%D8%AF%D8%A7%D8%B1|مدار]] [[%D8%A8%DB%8C%D8%B6%D9%88%DB%8C|بیضوی]] خود نسبت به خورشید یک دور کامل می زند ، تغییر می کند. نور به طور میانگین فاصله ی زمین تا خورشید را در عرض 8 دقیقه و 19 ثانیه طی می کند.همین انرژی خورشیدی است که تقریبا تمام حیات بر روی زمین به آن وابسته است و فوتوسنتز گیاهان در حضور آن انجام می شود. وضعیت های آب و هوایی و اقلیمی نیز ناشی از تابش خورشید است. تأثیر و اهمیت خورشید بر زمین حتی از زمان های بسیار دور ، در دوران ماقبل تاریخ نیز شناخته شده بود و در بعضی از فرهنگ ها احترام به خورشید تا حدی زیاد بود که آن را به عنوان الهه ای می پرستیده اند. شناخت علمی دقیق خورشید طی روندی آرام دنبال شده است ، به طوری که تا اواخر قرن نوزدهم ترکیب شیمیایی و منبع انرژی خورشید نیز ناشناخته بوده است ، اما اکنون اطلاعات ما از خورشید بسیار گسترش پیدا کرده و هنوز هم در حال گسترش است. هنوز بسیاری از بی هنجاری ها در رفتار خورشید توسط هیچ مدلی توصیف نشده اند و توضیح آنها نیازمند رصدهای دقیق تر و جمع آوری اطلاعات بیشتر و تجدید نظر در برخی قسمتهای مدل های اخترفیزیکی است. {{-}}<br />
<br />
<br />
<br />
== خورشید: راکتور گداخت هیدروژنی ==<br />
<br />
ناظران اولیه فرایند تولید انرژی در خورشید را به صورت واکنشهای شیمیایی، شبیه به سوختن زغال، توضیح می دادند. امروزه می گوییم، ”خورشید هیدروژن می سوزاند“، اما این عبارت اشاره به فرایندی بسیار شگفت تر و انرژی زاتر از عمل سوختن است. سوختن نمی تواند مقدار انرژی عظیمی را که از سطح خورشید به بیرون می تابد تولید کند. منبع واقعی انرژی خورشیدی واکنش هسته ای است، شبیه به واکنشی که در بمب هیدروژنی صورت می گیرد؛ با این تفاوت که این واکنشها در خورشید مهار شده اند. دما در هسته خورشید 15 میلیون درجه کلوین و فشار در آ«جا یک میلیارد اتمسفر است. در چنین محیطی اتمها به هم جوش می خورند، و در این فرایند انرژی زیادی آزاد می شود. بیایید به سوخت این واکنش، که اتم هیدروژن باشد، نگاهی بیندازیم. هیدروژن، ساده ترین اتم موجود در عالم، مرکب از یک پروتون (ذره ای با بار مثبت) در هسته و یک الکترون ( ذره ای با بار منفی) در فاصله ای دور از هسته است. (در اینجا فعلاً الکترون را نادیده می گیریم، زیرا عمدتاًبا تغییرات هسته ای سروکار داریم.) در شرایط عادی دو پروتون که بارهای مثبت دارند یکدیگر را دفع می کنند. اما در شرایط دمای زیاد و بشار زیاد حاکم بر هسته خورشید، نیروی اتصال هسته مؤثرتر از نیروی رانشی الکتروستاتیکی است که پروتونهای با بار مثبت را از یکدیگر می رانند، در نتیجه این دو پروتون یکدیگر را جذب می کنند. وقتی دو یا چند ذره هسته ای به هم جوش می خورند (به هم می چسبند)، ایزوتوپ یا عنصر جدیدی تشکیل می شوند. نخستین مرحلث در این واکنش وقتی صورت می گیرد که دو هسته هیدروژن به هم جوش می خورند و شکل خاصی از هیدروژن به نام دوتریم ( <sub>1</sub><sup>2</sup>H ) تشکیل می شود. این واکنش را می توان به صورت زیر، که در آن ⨁ نماینده پروتون و [[پرونده:N-2.png]]نماینده نوترون است، تصور کرد،<br />
<br />
<br/>[[File:N-1.png|center|alt=N-1.png]]<br />
<br />
<br/>پوزیترون ذره ای است با جرمی همانند الکترون، اما یک بار مثبت دارد. نوترینو ذره ای است با جرمی بسیار اندک و بدون بار اکتریکی. آشکار سازی نوترینوها، به سبب ویژگیهای خاصی که دارند، بسیار دشوار است، ولی این ذرات حامل مقادیر زیادی از انرژی خورشید هستند. دومین مرحلث وقتی روی می دهد که اتم دوتریم باز هم با اتم هیدروژن دیگری جوش می خورد. در این عمل هلیم-3 و پرتو گاما (پرتو-γ) تولید می شود:<br />
<br />
[[File:N-3.png|center|alt=N-3.png]]<br />
<br />
پرتو گاما نوعی تابش الکترومغناطیسی پرانرژی، و بنابراین حامل مقدار زیادی انرژی خورشید، است. سومین مرحله وقتی روی می دهد که دو اتم هلیم-3 به هم جوش می خورند. در این عمل یک اتم هلیم-4 و دو اتم هیدروژن تشکیل می شود:<br />
<br />
[[File:N-4.png|center|alt=N-4.png]]<br />
<br />
چون در واکنش نهایی دو اتم هیدروژن باقی می ماند، فقط چهار اتم هیدروژن برای تشکیل اتم هلیم-4 مصرف می¬شود؛ اما جرم اتم هلیم-4 اندکی کمتر از جرم چهار اتم هیدروژن است. همین تفاوت جرم است که به انرژی تبدیل می شود و منبع عمده انرژی خورشیدی و سایر ستارگان را تشکیل می دهد.<br />
<br />
برای مشخص کردن جرم هسته معینی، بنابر قرارداد، یک دوازدهم جرم هسته کربن-12 به عنوان جرم واحد اتم، amu پذیرفته شده است. در این صورت جرم یک اتم هیدروژن (1.008amu) اندکی بیشتر از جرم یک تک پروتون در اتم کربن است. جرم چهار پروتون هیدروژن باید 4.032amu باشد، اما وقتی این چهار اتم به صورت یک اتم هلیم-4 به هم جوش خورده باشند، جرم این اتم 4.003amu می شود؛ بنابراین 0.029amu به انرژی تبدیل شده است. این انرژی دقیقآَ چقدر است؟ رابطه میان جرم و انرژی را انیشتین با معادله E=mc<sup>2</sup> بیان کرده است، که در آن E مقدار انرژی (برحسب ژول یا ارگ)، m جرم تبدیل شده (برحسب گرم)، و ز سرعت سیر نور(برحسب سانتی متر بر ثانیه) است. سرعت سیر نورcm/sec 10<sup>10</sup>×3 است که اگر به توان 2 برسد، 10<sup>20</sup> ×9 بدست می آید. بنابراین، بیان معادله انیشتین با واحد های یاد شده عبارت از این خواهد بود که انرژی تولید شده 10<sup>20</sup> ×9 برابر جرم تبدیل شده است. خورشید در هر ثانیه 4.5 میلیون تن جرم را به انرژی تبدیل می کند. این انرژی تقریباَ معادل انرژی حاصل از انفجار 100 میلیار تن TNT در هر ثانیه است. خورشید حتی با این آهنگ تبدیل جرم می تواند، فقط با استفاده از مقدار هیدروژنی که فعلاَ در هسته آن موجود است، به مدتی بیش از 10 میلیارد سال دیگر به این واکنش ادامه دهد. واکنش هسته ای که طرح کلی آن را بیان کردیم را چرخه پروتون-پروتون می نامند. این واکنش در دمای هسته مرکزی که در حدود 15 میلیون درجه کلوین است به راه می افتد و ادامه می یابد. در دماهای بالاتر، واکنشی به نام چرخه CNO اهمیت بیشتری پیدا می کند، اما نتیجه کلی آنها تقریباَ یکی است: چهار هسته هیدروژن واکنش می کنند تا یک هسته هلیم-4 تشکیل شود، اختلاف جرم به انرژی تبدیل می شود. کربن، نیتروژن، و اکسیژن صرفاَ نقش کاتالیزور این واکنش را بازی می کنند.<br />
<br />
همجوشی گرماهسته ای با پدیده سطحی تر سوختن تمایز فاحشی دارد. اما، اخترشناسان نوعاَ این فرایند همجوشی را سوختن هیدروژن مینامند. به همین معنا، منظور از اصطلاح سوختن هلیم عبارت است از فرایند همجوشی هلیم برای تشکیل عناصر باز هم سنگینتر.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
<br />
== نوترینوهای گسیلی از خورشید ==<br />
<br />
[[File:File 41472.jpg|frame|آشکارساز نوترینوی خورشیدی در بروکهاون، در عمق 1480 متری زیر زمین در داکوتای جنوبی، یکی از چند آشکار سازی است که هم اکنون در جستجوی این ذره بسیار گریز پاست، ذره ای که به عنوام جزئی از واکنش گرما هسته ای تامین کننده گرمای خورشید تولید می شود، جستجو می کند.]] در نخستین مراحل چرخه ی پروتون-پروتون شاهد تولید یک نوترینوͺ ذره ای با جرم بسیار اندک و بدون بارͺ بودیم. نوترینو هاͺ به علت ماهیت تقریبا بی جرمشانͺ مستقیما از هسته خورشید به زمین می آیند بدون آنکه با سایر مواد خورشید برهم کنش داشته باشند. از این روͺ اگر امکان آشکارسازی آن ها بر روی زمین وجود داشته باشدͺ مثل این است که اخترشناسان به درون هسته خورشید "نگاه می کنند". اما اغلب نوترینو ها ͺ به علت خصوصیتشان از سراسر زمین می گذرند بدون آنکه هیچ برخوردی حتی با یک تک هسته اتمی بکنند; گیراندازی آن ها بسیار مشکل است.<br />
<br />
هم اکنون آزمایشهای بسیار جالبی برای گیراندازی نوترینو ها در. دست اجراست. یکی از این ها در غاری صخره ای تقریبا در عمق 1480 متری زیر سطح زمین در معدن هوم استد واقع در ناحیه لید داکوتای جنوبی انجام می شود. یک مخزن 100000 گالنی از تتراکلرواتیلن تحت حمایت آزمایشگاه ملی بروکهاون در آنجا نصب شده است. نظریه پردازی پژوهشگران حاکی از آن است که نوترینو ها می توانند با اتم های کلر-37 واکنش دهند و نوعی آرگون پرتوزا تولید کنند که به آسانی می توان آن را آشکارسازی کرد. مخزن را در زیرزمین قرار دادندͺ زیرا اگر مخزن در سطح زمین باشدͺ واکنشهای مشابهی با ذرات دیگر)پروتون ها و نوترون های آزاد( که ممکن است به داخل مخزن نفوذ کندͺ به راه می افتد. پیش بینی شده بود که 100,000,000 (یکصد میلیارد) نوتروینو در هر سانتی متر مربع سطح زمین در هر ثانیه نفوذ می کند.<br />
<br />
هدف آشکارسازی برهم کنشی بین نوترینو ها و اتم های کلر در مخزن بود. شمار اتم های آرگون پرتوزا تاکنونͺ آشکار میکنند که آهنگ گیراندازی تقریبا یک سوم میزان پیش بینی شده است. این نتایج آزمایشی پرسشی جدی را در برابر اخترشناس خورشیدی قرار می دهند. آیا ممکن است نظریه جاافتاده پروتون-پروتون نادرست باشد؟ آیا ممکن است هسته خورشید سردتر از آن باشد که در مدل های خورشیدی پیشگویی شده است? به نظر می رسد که پرسش دوم با نسبت هلیوم به هیدروژن در هسته خورشید مربوط باشد. فراوانی کمتریͺ مثلاͺ در حدود 15تا 20 درصد هلیم دلالت بر گرمتر بودن دمای خورشید می کند;در حالیکه فراوانی بیشتر از 25 تا 30 درصد به سردتر بودن دما مربوط می شود و به این معنی است که سرعت گیراندازی نوترینوها که در آزمایش به نحو شگفت انگیزی اندک استͺ واقعا دور از پیش بینی اولیه نبست. اما اگر دمای هسته خیلی کم باشدͺ چرخه پروتون-پروتون دیگر کار نمی کند. با همه ی این ها امکان دیگری هم وجود دارد و آن این است که واکنش گرماهسته ای در هسته خورشیدͺ به گونه ای که زمانی پنداشته می شدͺ ثابت نیست و تنها در یک چرخه طولانی در حد پایینی قرار داشته باشد. <ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref> {{-}}<br />
<br />
== لایه های خورشید ==<br />
<br />
[[File:Imsw032107 01 03.jpg|frame|لایه های خورشید]]<br />
<br />
=== منطقه تابشی ===<br />
<br />
همجوشی هیدروژن و تبدیل آن ها به هلیم پیوسته یک هسته ی هلیمی در داخل خورشید به وجود می آورد. لایه ی بلافاصلی که این هسته را احاطه می کندͺ جایگاه آن واکنش های گرما هسته ای(سوختن هیدروژن)است و مقادیر عظیم انرژی تولید شده در آن جا باید به طریقی به لایه های دیگر و نهایتا به فضای خارج منتقل شود. اخترشناسان معتقدند که مکانیسم اصلی این انتقال در پیکره ی خورشید تابش است. انرژی تولید شده در هسته ی خورشید توسط فرآیند های متعدد جذب و گسیل مجدد در منطقه تابش پخش می شود. از این روͺ فوتونی که هسته را ترک می کند به خط مستقیم به سطح خورشید نمی رسیدͺ بلکه دستخوش برخورد هاͺ پراکندگی هاͺ جذب ها و گسیل های مجدد متعددی می شود. اگر بتوانیم یک [[فوتون]] را در میان واکنش های تصادفی بیشمار دنبال کنیمͺ متوجه می شویم که یک میلیون سال یا بیشتر طول می کشد تا نتایج واکنش اولیه آن به سطح مریی خورشید برسد و به جهان خارج بتابد. بنابراینͺ خورشیدی را که ما در نور مریی میبینیم هسته آن نیست بلکه لایه های فوقانی آن است که فوتون ها نهایتا از آن گسیل شده اند. با توجه به محدودیت دیدمان از دینامیک درون خورشیدͺ متوانیم پی ببریم که چرا اخترشناسان به آشکارسازی و مطالعه ذره ای که مستقیما از هسته خورشید می آبدͺ یعنی به نوترینوͺ چنین علاقه ای نشان می دهند.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
<br/><br />
<br />
=== پوش همرفتی ===<br />
<br />
لایه بعدی خورشیدͺ به نام پوش همرفتیͺ فقط انرژی را به وسیله حرکت ماده در درون آن منتقل می کند. گاز های داغ صعود می کنند تا انرژی را به سطح مریی خورشید برسانند و سپس گاز های سرد شده پایین می آیند تا بار دیگر گرم شوند. احتمالا با پدیده همرفت در گرمایش اتاق ها آشنایید. اگر بخاری در یک طرف اتاق نصب شده باشدͺ هوایی که به وسیله آن گرم می شود بالا می رودͺ در طول سقف جاری می شودͺ در طرف دیگر اتاق پایین می آید و در آن جا به سردی می گراید; در این صورت یک الگوی گردش طبیعی هوا در اتاق برقرار می شود. به این ترتیب می توانیم تصور کنیم حرکت شدیدی که صورت می گیرد تا مقادیر عظیم انرژی گسیلیده از منطقه تابش را به سراسر پوش همرفتی منتقل کندͺ چگونه است. اما چه شواهدی برای این تلاطم در اختیار داریم؟ وقتی در نور سفید از خورشید عکس میگیریمͺ "سطح" آن سیما ی خالداری را نشان می دهد که آن را سطح دانه دانه ای فوتوسفر(شیدسپهر) می نامیم. خال های سفید را در حکم ستون های داغ در حال صعود و نواحی تاریکتر را در حکم گازهای سردی که برای گرم شدن مجدد به سطوح پایین تر می آیندͺ تعبیر می کنند. این تعبیر وقتی تایید می شود که طیف نگاشت را وارسی می کنیم. ماهیت تموجی خطوط طیفی ناشی از جابه جایی های دوپلر است که ناشی از حرکت گاز هاست: انتقال های به آبی به بالا رفتن لکه ها یا خال هایی توام اند که به ناظر نزدیک می شوند; انتقال های به سرخ با دور شدن آن از ناظر همراه اند. به نظر می رسد پوش همرفتی یک چهارم تا یک سوم شعاع خورشید باشد.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
<br/><br />
<br />
=== '''شید سپهر یا فتوسفر''' ===<br />
[[File:Sun friedman 900.jpg|frame|شید سپهر]] <br />
لایه بلافاصله بالای پوش همرفتی را شید سپهر می نامند. ضخامت این لایه در حدود 100 کیلومتر است که از زمین به صورت سطح (یا لبه) مریی خورشید در عکس با نور سفیدͺ ظاهر می شود. در این حالت حاشیه یا لبه ی خورشید اندکی تاریکتر به نظر می رسد. وقتی به بخش مرکزی تصویر خورشید نگاه می کنیمͺ از میان شیدسپهر سطوح پایین تر آن را می توانیم ببینیم که در آن جا دماها 1000 تا 1500 کلوین کمتر است; گازها در دمای کمتر انرژی کمتری تابش می کنند. این کاهش دما نه تنها تیرگی لبه خورشید را توضیح می دهدͺ بلکه عامل اساسی در تشکیل طیف رنگی به شمار می آیدͺ که یک طیف جذبی وقتی نور با ماهیت پیوسته از داخل یک گاز کم فشارͺ و نسبتا سرد عبور کندͺ طیف جذبی تشکیل می شود. در این لایه ى شیدسپهر است که جذب صورت می گیرد و نشان می دهد که چه عناصری در آن جا وجود دارد. به بیان دیگر، اگر میتوانستیم به طیف خورشید درمرز پایین تر. شیدسپهر نگاه کنیم، احتمالا آن را بت ماهیتی پیوسته می دیدیم؛ اما به علت اینکه ما آن را از مرز بالاتر می بینیم، طیف جذبی است. در نتیجه، اين طيف، ترکیب درصدی شیدسپهر ولایه کروموسفر(فام شپهر) پایین تر را آشکار می کند. این طیف ترکیب هسته و سایر لایه های داخلی دیگر را نشان نمی دهد.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
هرچه از شید سپهر به سمت مرکز خورشید حرکت کنیم شید سپهر داغتر و چگالتر می شود .در اعماق شید سپهر چگالی آن قدر بالاست که نور نمی تواند به راحتی خارج شود.به ازای هر 100 کیلومتری که از لایه های زیرین به بالا می آییم تراکم 50 درصد کاهش می یابد به طوری که لایه های بالای شید سپهر آن قدر رقیق هستند که قابل تابش نیستند . عمده نوری که از شید سپهر دریافت می کنیم از ناحیه گسیل میشود که دمای آن 6000 کلوین است اما از قسمت فوقانی آن که دما در حدود 4000کلوین و در قسمت و در قسمت زیرین آن که دما 8000 کلوین است نیز نورهایی دریافت می کنیم ویژگی شید سپهر این است که چگالی به قدری زیاد است که بتواند تابش کند و به قدری کم است که نور بتواند از آن فرار کند . چگالی در میانه شیدسپهر 0/1 درصد هوای سطح دریاست. <ref name="multiple5">کتاب الفبای نجوم و اختر فیزیک مولف :محمد بهرام پور ،جلد اول </ref> روشنی قرص خورشید را تنها به تقریب می توان یکنواخت شمرد . مطالعه دقیق شید سپهر نشان میدهد که روشنی '''نور سپهر یکنواخت نیست''' . بلکه دانه دانه است <ref name="multiple4">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور</ref> درست مانند توپ بسکتبال . این دانه ها به سبب حرکت همرفتی که از طبقات پایین صورت می گیرد ایجاد می شوند به این صورت دانه های داغ و روشن به سطح خارجی خورشید حرکت می کنند و به سمت بیرون منتشر می شوند و بعد از سرد و تاریک شدن به سمت داخل می روند . قطر هر کدام از این دانه ها در حدود 100 کیلومتر است . و عمر هر کدام از آنها می تواند بین 8 تا 15 دقیقه باشد. <ref name="multiple5">کتاب الفبای نجوم و اختر فیزیک مولف :محمد بهرام پور ،جلد اول </ref> این دانه ها که احتمالا تمام مساحت نور سپهر را میپوشانند بر این سطح ثابت نیستند بلکه اندازه و ساخت آن ها پیوسته در تغییر است.<ref name="multiple4">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور</ref><br />
{{-}}<br />
<br />
=== '''فام سپهر یا کروموسفر''' ===<br />
<br />
لایه خارجی بعدی اتمسفر خورشید، کروموسفر(فام سپهر) است که تقریبا تا ارتفاع 2000 کیلومتر بالاتر از شیدسپهر امتداد می یابد.فام سپهر معمولا به علت درخشندگی شیدسپهر نامرئى است؛ اما به هنگام خورشیدگرفتگی)کسوف( که ماه قرص مرکزی خورشید را می پوشاند، نور سرخ فام سپهر را می توان دید. وقتی نور از این لایه وارد طیف نگار می شود، خط روشن طیف آشکار می شود. فام سپهر با خط سرخ روشن که در این طیف نشان می دهد(خط آلفا هیدروژن) و با ته رنگ قرمزی که خودش دارد، عمدتا از گاز هیدروژن ترکیب یافته است. سایر خطوط روشن این طیف وجود سدیم، کلسیم، منیزیم و یون هلیم را در فام سپهر آشکار می کند. اخترشناس، امروزه دیگر نباید مدتی به انتظار کسوف بماند تا بتواند فامسپهر را مشاهده و بررسی کند، زیرا می تواند به طور مصنوعی قرص خورشید را در نزدیکی سطح کانونی [[تلسکوپ|تلسکوپش]] بپوشاند و به این وسیله تنها از فام سپهر خورشید عکس بگیرد. وسیله ای که با آن اینکار را انجام می دهند، تاج نگار نام دارد. طیف فام سپهر درجه بندی دما را از 4500 کلوین در نزدیکی شیدسپهر تا 400000 کلوین در سطح فوقانی آن آشکار می کند.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
<br/><br />
<br />
=== '''تاج یا کرونا''' ===<br />
<br />
[[File:Cme c3 anim.gif|frame|left|تاج خورشید در هنگاه پدیده <!--LINK 0:26-->دیده میشود]] سومین لایه اصلی از لایه های جو خورشید تاج است. تاج خورشید مانند فام سپهر، به علت درخشندگی شیدسپهر، معمولا نامرئى است؛ اما اگر در خلال کسوف کلی رؤیت شود یا با استفاده از تاج نگار عکسبرداری شود، ناحیه درخشان ممتدی را می توان دید، که عمدتا ناشی از پراکندگی نور به وسیله ذرات موجود در تاج، است.بخش مرئی تاج فقط جزء کوچکی از آن است، زیرا اگنون معلوم شده که تا فراسوی خود زمین هم ادامه یافته است. در واقع سیارات همواره در برون ریز ماده آن غوطه ور است که آن را باد خورشیدی می نامیم.قبلت گفتیم که خورشید در هر جهت صور متعددی از آشفتگی های [[الکترومغناطیسی]]، از قبیل تابش های نوری، رادیویی و فروسرخ به خارج می فرستد؛ اما این ها همه آن چیزهایی نیستند که از خورشید گسیل می شود. از خورشید همواره ذراتی نیز بیرون میریزد؛ از آن جمله است الکترون هایی با بار منفی و پروتون هایی با بار مثبت، از گاز هیدروژن که اجزای تشکیل دهنده جوّ خورشید به شمار می آیند. درحالی که تاج در نزدیکی خورشید حالت ایستا دارد، اما در فاصله دور تر، در نزدیکی سیارات پوشی در حال گسترش را تشکیل می دهد و بنابراین جریانی با حرکت سریع از ذرات باردار به وجود می آورد. همین باد خورشیدی است که دم [[دنباله دار]] ها را از خورشید دور می کند. در فاصله زمین تا خورشید، سرعت باد خورشیدی در حدود 1,450,000 کیلومتر بر ساعت است. مقدار ماده ای که به صورت باد خورشیدی از خورشید جدا می شود، در هر ثانیه تقریبا یک میلیون تن است. که در مقایسه با جرم کل خورشید مقدار ناچیزی به شمار می آید وقتی این ذرات باردار به میدان مغناطیسی زمین نزدیک می شوند، در کمربند وانآلن منحرف می شوند و سرانجام در مسیری مارپیچی به سمت نواحی قطب جنوب و شمال میروند؛ در آنجا بر اثر واکنش با اتم های جو زمین نور های شمالی و جنوبی را به وجود می آورند. {{-}} [[File:60d0px-Traceimage.jpg|frame|left|alt=60d0px-Traceimage.jpg]] درجه تاج را می توان با درجه یونیده شدن عناصر در این لایه تعیین کرد. مثلا در شرایط عادی فشار و دما، هر اتم آهن 26 الکترون دارد. طیف تاج خورشید نشان می دهد که تا حدود 13 الکترون از اتم های آهن جدا شده است و این امر نشان می دهد که دما در حدود 2میلیون کلوین است. این دمای بسیار زیاد توضیخ خاصی را می طلبد، زیرا هیچ یک از مکانیسم های معمولی انتقال گرما برای این توضیح کفایت نمی کند.یکی از نظریه ها حاکی از آن است که امواج آکوستیگی(صوت مانند) در پوش همرفتی خورشید تولید می شوند.با حرکت این امواج به بیرون یک موج شوک پدید می آورند که انرژی به وسیله ی آن ها به تاج منتقل می شود. در حالیکه این نظر خیلی موجه به نظر می رسد، هیچ شواهد مستقیمی از یافت شدن این امواج در دست نیست، از این رو ایده های دیگری را نیز تعقیب می کنند. مثلا، ممکن تست میدان های مغناطیسی با ایجاد جریان های الکتریکی تاج را گرم کنند، همانطور که خانه ما با جاری شدن جریان الکتریکی از یک مقاومت گرم می شود. این نظریه، در پرتو کشف "حفره های" تاج شایستگی قطعی پیدا کرده است. {{-}} [[File:Solar eclipse 1999 4 NR.jpg|thumb|تصویر تاج خورشید در هنگام خورشید گرفتگی]] اخترشناسان اخیرا به اهمیت برخی "حفره های " موجود در تاج پی برده اند.این گونه شکاف ها به خصوص وقتی آشکار می شوند که چرخه ی لکه های خورشیدی به مینیمم خود نزدیک می شود، یعنی لکه های خورشیدی بسیار معدودی هویدا می شوند. در شکل روبرو ملاحظه می کنید که امتداد هیچ یک از پرتو های پر مانند هاله ای از نواحی قطبی نمی آیند؛ این امر هم کاملا عادی است. اما ناحیه ی تاریکی را می بینید که با پیکان سفید کوچکی نشان داده شده است. این ناحیه "حفره"ای در تاج است. از مشخصه های این "حفره"، دمای نسبتا پایین، چگالی بسیار کم، و خطوط میدان مغناطیسی گشوده است. نواحی مغناطیسی خورشید معمولا به نواحی مجاور با قطبیت متضاد متصل می شود. اما در موردحفره تاج، هیچ ناحیه ای با قطبیت متضاد وجود ندارد و خطوط میدانش گشوده می مانند. به نظر می رسد نتیجه ی جالب آن فوران یک باد خورشیدی غیر عادی با سرعت بسیار زیاد، از چنین ناحیه ای باشد. وقتی چنین جریانی از ذرات باردار به میدان مغناطیسی زمین می رسد، ممکن است بسیار آشفته شود. این آشفتگی ها را طوفان های زمین مغناطیسی می نامیم، که فقط یکی از وجوه بسیاری است که طی آن ها زمین از فعالیت های خورشیدی متأثر می شود.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref> {{-}}<br />
<br />
== دوره تناوب کارینگتون ==<br />
<br />
مدت زمان متوسط چرخش [[خورشید|خورشید]] حول محورش در منطقه استوای خورشید نسبت به [[%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87|ستاره]] ها برابربا 38/25 روز.این دوره زمانی توسط ستاره شناس انگلیسی ادینگتون با مطالعه لکه های خورشیدی بدست آمده است.از آنجاییکه چرخش خورشید حول خودش در جهت چرخش زمین حول خورشید است این دوره زمانی نجومی به دوره سینودیک برابر با 28/27 روز تبدیل می شود.از آغاز روز 9 نوامبر سال 1853 تمام چرخش های سینودیکی خورشید شماره گذاری شده اند .کارینگتون طول جغرافیایی خورشیدی صفر در این روز را بعنوان نصف النهار مرکزی خورشید تعریف نمود.برای مثال در تاریخ 7 ژانویه 2002 دوره چرخش سینودیکی شماره 1985 آغاز شده است.<br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br/><br />
<br />
== کلف های خورشیدی ==<br />
<br />
کلفها، از هنگامی که در 1610 میلادی به وسیلهی[[%DA%AF%D8%A7%D9%84%DB%8C%D9%84%D9%87|گالیله]] کشف شدند، پیوسته مورد مطالعه بودهاند. حاصل این پژوهش را میتوان به صورت زیر خلاصه کرد :<br />
<br />
1) '''ساختمان''' : بیشتر کلفها از دو قسمت تشکیل شدهاند که از حیث "تیرگی" با یکدیگر تفاوت بسیار دارند. قسمت داخلی که نام فنی آن سایه است، تیرهتر است. سایه را ناحیهی نیمه تاریکی به نام نیمسایه احاطه میکند.<br />
<br />
'''نکته:''' واژههای "تاریک" و "نیمهتاریک" که در مورد کلفهای خورشیدی به کار میرود نیازمند توضیح است. در واقع، نوری که سایهی تاریک گسیل میکند از نور کارآ ترین قوس الکتریکی شدیدتر است. این ناحیه در کنار زمینهی درخشانتر قرص خورشید تیره به نظر میرسد. سایه 2000 کلوین سردتر از بقیهی نور سپهر است. ولی دمای آن خود هنوز بسیار زیاد است. (4000 کلوین)<br />
<br />
2)''' اندازه''' : اندازهی کلفها متفاوت است و از 3000 کیلومتر تا ده برابر این رقم تغییر میکند. بزرگترین کلف شناخته شده، که در فروردین 1326 دیده شد، مساحتی بیش از سی برابر سطح زمین داشت.<br />
<br />
3) '''عرض خورشیدی''' : کلفها بر سطح خورشید در دو کمربند پدیدار میشوند : یکی بین عرضهای خورشیدی 5 دره شمالی و 40 درجه شمالی و دیگری میان 5 درجه جنوبی و 40 درجه جنوبی است. البته استثناهایی بر این قاعده نیز وجود دارد.<br />
<br />
4)''' دوام''' : بیش از 50 درصد کلفهای خورشیدی عمری کمتر از چهار روز دارند. اما گه گاه کلفهایی دیده میشود که بیش از یک صد روز دوام میآورند.<br />
<br />
5)''' میدان مغناطیسی''' : هر کلف مرکز یک میدان مغناطیسی است و شدت این میدان با اندازهی کلف تغییر میکند. قطبیت برخی از کلفها "شمالجو" است و کلفهای دیگر قطبیت مخالف دارند.<br />
<br />
مطالعهی میدانهای مغناطیسی مبتنی بر اثر زیمان است. (زیمان اثر میدان مغناطیسی را بر خطوط طیفی کشف کرد). خطوط طیفی در یک میدان نیرومند مغناطیسی یا به چندین مولفه شکافته میشوند و یا به وجه قابل ملاحظهای پهن میشوند.<br />
<br />
چگونگی شکافتن یا میزان پهن شدن بسته به میدان مغناطیسی است. اطلاعات مربوط به مغناطیس کلفهای خورشیدی بر پهنشدگی خطوط طیفی در نوری که از کلفها گسیل شده مبتنی است.<br />
<br />
در واقع، نخستین قرینه بر قریب الوقوع بودن تشکیل یک کلف در یک ناحیهی خاص این است که شدت میدان مغناطیسی در آن ناحیه چنیدن هزار بار افزایش مییابد.<br />
<br />
هم چنین با بزرگتر شدن کلف بر شدت میدان مغناطیسی افزوده میشود. این میدان چنیدن روز و یا هفتهها و ماهها پس از کلف نیز به جا میماند.<br />
<br />
7) '''شکل و حرکات''' : تا آن جا که میدانیم، کلف خورشیدی به گردابی میماند که حرکت آن در نیمکرهی شمالی خورشید در خلاف جهت عقربههای ساعت و در نیمکرهی جنوبی در جهت عقربههای ساعت است.<br />
<br />
گازها در قاعدهی گرداب به بیرون جریان دارند و در سطوح بالایی به داخل میریزند. ارتفاع گرداب ممکن است 150 کیلومتر باشد و به احتمال زیاد آثار مغناطیسی، نیروهای محرک اصلی گازها هستند.<br />
<br />
8) '''تغییرات سطح خورشید از حیث شدت کلفها''' : مساحتی از سطح خورشید که از کلف پوشیده شده، دستخوش تغییرات زیادی میشود. ممکن است هفتهها بگذرد و حتی یک کلف هم بر سطح خورشیدی نباشد، سپس دهها کلف بر قرص خورشید ظاهر شود.<br />
<br />
9) '''دورههای کلفی''' : نخستین بار در سال 1843 میلادی دورهای برای شدت کلفها پیشنهاد شد و این دوره از آن زمان به بعد مورد تایید قرار گرفته است. دوره تناوب یک سیکل کامل 22 سال است. هر دورهی کامل به دو نیمهی یازده ساله تقسیم میشود. تفصیل جزئیات یک دوره به شرح زیر است :<br />
<br />
1ـ آغاز دوره، که شدت کلف دار بودن سطح خورشید حداقل است. با ظهور دو کلف در عرض 35 درجه شمالی و دو کلف در عرض 35 درجه جنوبی مشخص میشود. کلفها دو به دو در امتداد محور شرقی ـ غربی قرار دارند. یکی را "جلودار" و دیگری را "دنبالهرو" مینامیم. فاصلهی زاویهای بین این دو 3 یا 4 درجه است.<br />
<br />
خواص مغناطیسی این دو جفت متفاوت است. اگر جلودار جفت 35 درجه جنوبی دارای خاصیت شمالجو باشد، دنبالهرو چون قطبی عمل خواهد کرد که جنوبجو است. قطبیت جفتی که در 35 درجه جنوبی است عکس قطبیت این جفت خواهد بود. جلودار گروه زیر خط استوا چون قطبی جنوبجو خواهد بود و دنبالهرو آن شمالجو.<br />
<br />
2ـ کلفهای اولیه چند روز دوام میآورند، سپس کلفهای دیگری ظاهر میشوند. سه نوع تغییر به چشم میخورد :<br />
<br />
ـ تعداد کلفها افزایش مییابد.<br />
<br />
ـ اندازهی کلفها بزرگتر میشود.<br />
<br />
ـ کلفها به استوا نزدیکتر میشوند.<br />
<br />
این روال چهار سال ادامه مییابد، تا مساحت کلفها به حداکثر میرسد. در این زمان مساحتی که به وسیلهی کلفها پوشیده شده ممکن است 300 بار بیشتر از آغاز دوره باشد.<br />
<br />
3ـ در هفت سال بعدی حرکت به سمت [[%D8%A7%D8%B3%D8%AA%D9%88%D8%A7|استوا]] ادامه مییابد. اما مساحتی که با کلف پوشیده شده به تدریج کاهش پیدا میکند. این مساحت در پایان مدت به حداقل میرسد. و این پایان یک نیمدوره است، از حداقل تا حداقل دیگر. [[File:PhpThumb generated thumbnailjpg.jpg|frame|left|alt=PhpThumb generated thumbnailjpg.jpg]]<br />
<br />
4ـ در حالی که آخرین کلفها در عرضهای 5 درجه شمالی و 5 درجه جنوبی ناپدید میشوند، کلفهای پیشتاز نیمدورهی دوم در عرضهای 35 درجه شمالی و 35 درجه جنوبی ظاهر میگردند. یک جفت در عرضهای شمال و یک حفت در عرضهای جنوبی. نیمدورهی دوم شبیه نیمإورهی اول است یا یک تفاوت عمده : قطبیت مغناطیسی هر کلف معکوس شده است. بنابراین اگر جلودار 35 درجه شمالی در 11 سال پیش قطبی شمال جو بود، حال دارای ویژگی یک قطب جنوبجو است. پس از 22 سال دورهی جدیدی شروع میشود. مینیمومهای اخیر، در سالهای 1933، 1944، 1964، 1972 میلادی واقع شدند. آخرین ماکزیمم در سال 1968 میلادی روی دارد.<br />
<br />
دو نکته در این جا حائز اهمیت است :<br />
<br />
1ـ مشخصات دورههای کلفی تنها در یک جریان متوسطگیری آشکار میشود. ممکن است در زمانی با حداکثر فعالیت خورشیدی، [[خورشید|خورشید]] کاملاً صاف و بیلکه باشد. و در طی مدتی که فعالیت در حداقل است، ممکن است بخش بزرگی از سطح خورشید را کلف پوشانده باشد. بنابر این دو نیمدوره تنها پس از متوسطگیری مقدار زیادی دادهی رصدی آشکار میشود.<br />
<br />
2ـ رقم 11 سال برای یک نیمدوره نیز یک مقدار متوسط است. دورههای مشاهده شده ممکن است با هم تفاوت قابل ملاحظهای داشته باشند. نیمدورههای هشت ساله و نیمدورههای 14 ساله نیز دیده شدهاند.<ref name="multiple4">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور</ref><br />
<br />
<br />
<br/><br />
<br />
== زبانه خورشیدی ==<br />
<br />
زبانه های خورشیدی ابرهای عظیمی بر بالای [[%D9%86%D9%88%D8%B1%DA%A9%D8%B1%D9%87|نورکره]] اند و هنگامی به وضوح دیده می شوند که در لبه های خورشید باشند. زبانه ها خمیده می شوند و به سطح خورشید باز می گردند . هنگامی که بر سطح نورکره دیده شوند به شکل مارپیچ های سیاهی بر قرص خورشید به نظر می رسند. از آنجا که این ابرها به نسبت سردند مقداری از نور خورشید را جذب می کنند و در زمینه ی خورشید نیز تیره به نظر می رسند. یکی از انواع معمولی و قابل مطالعه ی زبانه ها رشته نام دارد که به صورت بافتی طویل و تیره بر روی قرص خورشید دیده می شود.<br />
<br />
[[File:Soho anim.gif|frame|left|نمونه ای از رخ دادن فوران خورشدی]] {{-}}<br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br />
== خاموشی رادیویی ==<br />
<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 زمین]] است که مانند آینه، [[امواج الکترومغناطیس]]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.<ref name="multiple4">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور</ref><br />
<br />
<br />
== لرزه شناسی خورشیدی - بررسی ارتعاشات خورشید ==<br />
<br />
مدل درونه ی خورشید که تا کنون ارائه شد، تقریبا به طور کلی بر اساس مشاهدات ما از لایه های خارجی خورشید همراه با دانسته های ما از خواص فیزیکی خورشید مانند قطر، حجم، جرم، چگالی، دماى سطح و مانند آن ها استوار است. دانشمندان، بر مبنای اینگونه اطلاعات پیشگویی هایی درباره ی ساختار درونی خورشید می کنند. اما چگونه می توانیم به طور مستقیم اطلاعاتی درباره ی درون خورشید بدست آوریم؟ امواج زمین لرزه سررشته هایی درباره ی ساختار درونی زمین به ما می دهد و شاخه ی مشابهی از این شیوه ی بررسی، در مورد خورشید به نام لرزه شناسی خورشیدی به زودی برای آشکارسازی ساختار درونی خورشید وسیله ی مؤثری خواهد بود. گمان می رود که در خورشید، بر اثر فعالیت منطقه ی همرفتی، ارتعاشاتی صورت می گیرد، و این ارتعاشات سبب می شوند که کل خورشید به ارتعاش درآید بسیار شبیه به یک ناقوس در هنگامی که کوبه آن زده می شود. یک طرح تحقیقاتی به نام "GONG" در سال 1993 به جزئيات دقیق ارتعاشاتی که در سطح خورشید روی میدهد خواهد پرداخت، ارتعاشاتی که با دستگاه دوپلر بسیار حساس آشکارسازی می شود.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
<br />
== خور طیف نگار ==<br />
<br />
بسیاری از اطلاعاتی که درباره ی خورشید و جو آن به دست آمده،به کمک دستگاهی حاصل شده که [[خور طیف نگار]] نام دارد.این دستگاه،که آن را در سال 1890 استاد جرج ا.هیل وارد نجوم کرد،دستگاهی بسیرا با ارزش بوده،زیرا منجمان را قادر ساخته است که به آسانی توزیع هر عنصری را بر قرص خورشید به دست آورندمنجم می تواند در چند دقیقه توزیع ئیدروژن،اکسیژن،کلسیم یا هر عنصر دیگری را در بخشی از سطح خورشید که رو به زمین است به دست آورد.<br />
<br />
خور طیف نگار نه تنها مکان عنصر را بر سطح خرشید،بلکه سرشت حرکت آن را نیز تعیین می کند.مثلا خور طیف نگاشت هایی که از نواحی کلفی تهیه شده،حاکی از حرکت گردابی گاز ئیدروژن در آن نواحی است.<br />
<br />
این وسیله تشکیل شده است از یک طیف نگار معمولی که شکافی اظافی موسوم به شکاف طیف بر آن افزوده شده است.شکافی که بر خور طیف نگار قرار دارد،شکاف چشمه نامیده می شود.کار شکاف طیف آن است که همه ی طول موج های نور را،جز طول موج مطلوب که شاخص عنصر مورد مطالعه(مثلا ئیدروژن)است،حذف می کند.اگر چشمه دارای ئیدروژن نباشد،نوری وارد شکاف طیف نخواهد شد.<br />
در برابر شکاف طیف یک صفحه عکاسی گذاشته می شود که به شکاف چشمه متصل است.هر دو به طور هم زمان حرکت می کنند.چون شکاف چشمه بر روی تصویر قرص خورشید حرکت کند،صفحه ی عکاسی نیز در برابر شکاف طیف همان حرکت را تکرار می کند.صفحه ی عکاسی پس از ظهور مناطقی را روی خورشید نشان خواهد داد که در آن ها،فرضا ئیددروژن وجود دارد.به شکل آ نگاه کنید.<br />
طرز کار خور طیف نگار را می توان به شرح زیر توضیح داد:<br />
<br />
# شکاف چشمه نور را از سطح کوچکی از قرص خورشید می گیرد.<br />
# منشور نور را به طیف های آن تجزیه می کند.<br />
# شکاف طیف فقط به یک خط باریک طیف، که مربوط به یک عنصر است، اجازه عبور می دهد که بر صفحه عکاسی بتابد و مواد شیمیایی آن را متاثر سازد. اگر این سطح کوچک از قرص خورشید شامل آن عنصر نباشد هیچ نوری از این شکاف عبور نمی کند و مواد شیمیایی صفحه عکاسی در معرض نور قرار نمی گیرد.<br />
# سپس شکاف چشمه، هماهنگ با صفحه عکاسی به ناحیه دیگری از قرص خورشید حرکت می کند و سپس به ناحیه ای دیگر تا آن که تمام قرص پیموده شود.<br />
<br />
این وسیله بیشتر همراه با تصویر قرص خورشید به کار می رود.آن را نمی توان در مورد ستارگان به کار برد زیرا آن ها،حتی در بزرگنمایی هاای بسیرا زیاد نیز چون نقاطی نورانی به نظر می رسند.خور طیف نگار چندان به کار سیارات هم نمی آید،زیرا نور آن ها صرفا نوری بازتابیده است.<ref name="multiple4">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور</ref><br />
<br />
<br />
<br />
<br />
<br />
== طیف خورشیدی ==<br />
<br />
[[پرونده:Wien.gif|راست]]<br />
خورشید در گستره ی وسیعی از طول موج ها-رادیویی، فروسرخ، نور مرئى، فرابنفش-انرژی گسیل می کند. از جمله انرژی گسیل یافته از خورشید پرتو های ایکس است که در خلال زبانه های خورشیدی تابش می شود.در شکل زیر منحنی نمایش تغییرات برونداد متوسط خورشید در این طول موج ها را ، که در فراسوی جو زمین اندازه گیری شده است، مشاهده می کنید. ارتفاع منحنی برای هر طول موج معین نماینده ی آهنگ تولید انرژی در هر طول موج است. هرگاه همه ی این آهنگ های تولید انرژی ها را روی کل طیف به هم بیفزاییم، انرژی کل دریافتی در رأس جو زمین را بدست می آوریم. این مقدار انرژی را که بالغ بر 2cal/cm2/min می شود، ثابت خورشیدی می نامیم. یعنی ، در فاصله ی 1 واحد نجومی، انرژی خورشید می تواند دمای 1سانتی متر مکعب آب را 2 درجه کلوین در هر دقیقه بالا ببرد. این ارزیابی انرژی عظیمی که خورشید در تمام جهان می تاباند، درنظر بگیرید که زمین تنها یک بیلیونیم انرژی خورشید را دریافت می کند.<br />
<br />
<br/>طیف مرئی خورشید، به علت شدت زیاد، آسانترین طیف طبیعی است که با آن می توانیم کار کنیم. به طیف های خورشیدی به طول 13 سانتی متر می توانیم دست یابیم. گمان می رود که قسمت اعظم این خطوط از شیدسپهر خورشید ناشی شده باشند. اما می توان نشان داد که جو زمین نیز در تشکیل بعضی از این خطوط دخالت دارد. این گونه خط ها را خطوط تلوریک (Telluric) می نامیم و معمولا به عناصری چون نیتروژن، اکسیژن، بخار آب، که در جو زمین یافت می شوند، مربوط اند. در خطوط تلوریک. هیچ گونه انتقال به سرخی مشاهده نمی شود، در حالیکه خطوط طیفی لبه های نزدیک شونده و دور شونده ی خورشید انتقال دوپلری ناشی از چرخش نشان می دهند.<br />
<br />
اخترشناسان چگونه از میان 30000 خط موجود در طیف خورشید خطوط مربوط به عناصر خاص را باز می شناسند؟ آنان طیف یک عنصر شناخته شده را در کنار طیف خورشید می گذارند و تحقیق می کنند که آیا همه ی خطوط آن عنصر با خطوط متناظر موجود در طیف خورشید مطابقت دارد یا خیر. خطوط طیفی آهن با مجموعه ی معینی از خطوط موجود در طیف خورشیدی کاملا مطابقت دارد، از این رو نتیجه می گیریم که آهن- به صورت بخار- در شیدسپهر خورشید یافت می شود. با این روش معلوم شده است دست کم 82 عنصر از 92 عنصر طبیعی زمین در جو خورشید یافت می شود. اما، نباید تصور کرد که عناصر سنگین در آنجا فراوانند، زیرا هنوز هم هیدروژن و هلیم قسمت عمده ی جو خورشیدی را تشکیل می دهند. به طوری که از خطوط طیفی نسبتا ضعیف طیف شکل 7-8 بر میآید، همه عناصر دیگر موجود در جو خورشید کلا کمتر از 2 درصد جرمی آن است. عناصر سنگینتر در سایر ستارگان گاهی حتی از خورشید ما هم کمتر است.<br />
<br />
طیف خورشید ما از دمای آن مطلع می کند. شیدسپهر حداکثر انرژی را در طول موج تقریبا <sup>7-</sup>10×4.7 تابش می کند و این امر نشان می دهد که دمای سطح آن 6000 کلوین است. این نتیجه گیری مستقیما از توجه به انرژی تاببده شده از یک جسم سیاه در دماهای گوناگون حاصل می شود. [[جسم سیاه]] عبارت است از هرگونه جسمی که کل انرژی دریافتی جذب می کند و همزمان همه ی آن انرژی را باز می تاباند. وقتی دمای جسم سیاه افزایش می یابد، نه تنها کل انرژی تابیده از آن افزایش می یابد، بلکه طول موجی که در آن حداکثر انرژی وجود دارد نیز تغییر میکند. توزیع انرژی خورشید به بهترین وجه با منحنی جسم سیاه متناظر با دمای 6000 کلوین مطابقت دارد.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
== چرخش خورشید ==<br />
<br />
اگر بتوانید خود را با روش بی خطری برای مشاهده ی خورشید مجهز کنید، آزمایش جالبی خواهد بود که مدتی نظاره گر حرکت لکه های خورشیدی در سطح خورشید باشید. در این صورت در مدتی کمتر از یک ماه شاهد چرخش خورشید خواهید بود. اما بررسی دقیق در طی چند سال نشان می دهد که این دوره ی ظاهری ثابت نیست بلکه با عرض جغرافیایی لکه ی خورشیدی تفاوت می کند. وقتی گروه معینی از لکه ای خورشیدی در نزدیکی استوا باشد، ظاهرا فقط مدتی در حدود 25 روز برای یک چرخش لازم است. در عرض های جغرافیایی متوالی شمال و جنوب استوا، در عرض های به اضافه و منهای °30 مدت طولانیتری تا 27 روز لازم است. اگر لکه های خورشیدی نزدیک قطب ها باشند، 35 روز طول می کشد تا یک دوره کامل شود. این مطلب یادآور شیوه ی چرخش های مشتری است که در هر عرض جغرافیایی سرعت خاصی دارد و بنابراین مؤید آن است که خورشید ماهیت گازی دارد.<br />
<br />
به نظر برخی ناظران ماهیت افتراقی چرخش خورشید است که میدان مغناطیسی آن را ایجاد می کند و میدان های قوی در لکه های خورشیدی به وجود می آورد.<ref name="multiple1">کتاب نجوم دینامیکی / نوشته رابرت تی دیکسون / ترجمه احمد خواجه نصیر طوسی </ref><br />
<br />
<br />
<br />
== تکامل خورشید به یک غول سرخ ==<br />
<br />
[[File:Solar Life Cycle.svg|thumb|چرخهٔ زندگی خورشید، اندازههای کشیده شده دقیق نیست.]]<br />
<br />
اکنون از عمر خورشید تقریبا 4.5 میلیارد سال میگذرد خورشید اندکی در بالای رشته ی اصلی قرار دارد و حدود نیمی از عمر مفید خود را به عنوان یک ستاره رشته ی اصلی گذرانده است. عمر مفید مورد انتظار برای خورشید در رشته ی اصلی حدود 10 به توان 10 سال است یعنی (100000000000) در نیمه دوم این دوره نورانیت خورشید به آرامی و به طور نامحسوس افزایش می یابد و به موازات بیشتر شدن سن خورشید به تدریج به بالای رشته ی اصلی منتقل می شود . گرچه رصد نورانیت و دما نشان می دهد که خورشید اکنون واقعا در بالای رشته ی اصلی است اما تمام جنبه های دیگر تکامل آتی خورشید بر مبنای محاسبه ی بسیر پیچیده و جز به جز رویدادهایی است که در حال حاضر مشاهده ناپذیر است . با وجود این ، همان طور که در گفتارهای آتی میخونیم تایید این محاسبات به کمک مقایسه آنها با ستارگان دیگر در خوشه های ستاره ای امکان پذیر است .<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده</ref> {{-}}<br />
<br />
== مغز هلیومی ==<br />
<br />
خورشید در چهار میلیارد سال بعدی به نور افشانی ادامه خواهد داد و اندازه ی آن به تدریج بزرگتر خواهد شد بیشتر شدن نورانیت افزایش اندازه ی ستاره را جبران می کند به طوری که دمای خورشید تقریبا معادل دمای فعلی باقی می ماند در مدت حدود 5/4 میلیارد سال درخشندگی خورشید حدود 50 درصد و قطر آن حدود 25 درصد بزرگتر از مقادیر فعلی می شود . در همین زمان مرکز خورشید همه ی ئیدروژن خود را مصرف میکند و تمام آن به توسط واکنشهای گرما هسته ای به هلیومتبدیل می شود انچه در مرکز باقی می ماند یک مغز هلیومی یعنی یک منطقه ی کوچک چگال است که تقریبا به طور کامل محتوی هلیوم است در این مرحله مغزی هلیومی به جزء بسیار مهمی از خورشید تبدیل میشود و تاثیر آن برو روی تکامل خورشید سبب وقوع یک رشته رویدادهای پی در پی می گردد.<br />
<br />
میلیارها سال بعد از این مرحله اندازه ی خورشید بزرگتر می شود و هنگامی که سن آن به 10.3 میلیارد سال می رسد 2 و نیم بار بزرگتر از اندازه ی کنونی می شود و در طی این افزایش اندازه دما کاهش می یابد . زیرا درخشندگی تقریبا ثابت باقی می ماند و منبع جدید دیگر برای تولید انرژی در کار نیست . محاسبه شده است که مغزی هلیومی در این مرحله حدود 40000 کیلومتر قطر دارد که تنها یک صدم اندازه خورشید در ان زمان است مغزی هلسومی منقبض می شود و سرنجام به اندازه ای از مرتبه ی اندازه زمین می رسد .<br />
<br />
اما واقیعیت مهمی که درباره ی این مغز هلیومی می توان گفت آن است که در این مرحله یک چهارم کل جرم خورشید را در بر می گیرد . هنگامی که قطر آن تنها دو برابر قطر زمین است تقریبا یک میلیون بار پرجرمتر از زمین می شود . چگالی گاز در این مغزی حدود 50000 برابر چگالی آهن می شود یعنی وزن یک انگشتانه پر آن ماده به حدود یک تن میرسد . <ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده</ref><br />
<br />
<br/><br />
<br />
== پوسته ئیدروژن سوز ==<br />
<br />
گاز پیرامون مغز هلیومی هنوز مقادیر بسیار زیادی ئیدروژن دارد. هنگامی که خورشید در رشته ی اصلی است فاصله ی این مقدار ئیدروژن از هسته ی خورشید چنان زیاد است که نمی تواند دمامی کافی برای آغاز واکنشهای [[همجوشی]] داشته باشد. به موازات انقباض هسته دمای بخش محیط بر آن به قدر کافی بالا می رود تا پوسته ی ئیدروژن سوز شکل بگیرد . این پوسته به سرعت گسترش میابد و با افزایش آهنگ سوزاندن ئیدروژن درخشندگی خورشید نیز به سرعت افزایش میابد سپس تنها در حدود 100 میلیون سال درخشندگی به 1000 برابر مقدار کنونی آن میشود . در این حال اندازه ی خورشید نیز بزرگتر می شود و قطر پوشش بیرونی اش 100 برابر قطر کنونی آن می شود . در این حالت خورشید یک [[غول سرخ]] واقعی با دمای سطحی 3500k است . از آنجا که یک چهارم جرم خورشید در مغزی هلیومی کوچک مرکزی متراکم می شود (کوچک در مقایسه با اندازه ی بسیار بزرگ خورشید در آن دوره) بقیه ماده ی ان در یک کره ی ئیدروژنی بسیار بزرگ و بی اندازه رقیق پخش می شود .<br />
<br />
چگالی این پوشش منبسط شده بسیار کم و معادل آن خواهد بود که در آزمایشگاههای فیزیک به عنوان بهترین خلاء تلقی می شود اگر در آن روزگار بتوانیم خورشید را ببینیم اندازه ی بزرگ و دمای پایینی که خواهد داشت سیمای عجیبی بدان خواهد داد از زمین خورشید تحت عنوان زاویه تقریبا 60در جه و به رنگ قرمز تیره دیده خواهد شد هنگام ظهر قطر آن حدود یک سوم کا آسمان را فرا خواهد گرفت .<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده</ref><br />
<br />
<br/><br />
<br />
== سوزاندن هلیوم ==<br />
<br />
هرچه مغز هلیومی به متراکم شدن ادامه دهد دما افزایش میابد . سرانجام دمای مغزی هلیومی به مقدار معینی (حدود 100 میلیارد K ) می رسد که برای ترکیب یافتن هسته های اتمهای هلیوم و تشکیل عنصرهای سنگین تر کافی است محتملترین واکنش ترکیب دو هسته ی هلیوم است تا یم هسته ی برلیوم شکل گیرد. اما برلیوم به وجود امده شکل ناپایداری از برلیوم است و در زمانی بسیار کوتاه ( 10 به توان منفی 12 ثانیه ) به دو هست ی هلیوم وا میپاشد .<br />
<br />
اگر هسته های هلیوم زیادی در محیط وجود داشته باشد ( که مغز هلیومی خورشید نیزچنان خواهد بود ) هسته ی دیگری از هلیوم می تواند پیش از واپاشی برلیوم با آن ترکیب شود و یک هسته ی پایدار کربن تولید کند. از این رو در طی این دو مرحله مغزی هلیومی ستاره ای مانند خورشید نهایتا هلیوم خود را به عنصر سنگینتری مانند کربن تبدیل می کند در این فرایندها مقادیر زیادی انرژی ازاد می شود درست به همان طریقی که همجوشی ئیدروژن و تشکیل هلیوم انرژی ازاد می کند .<br />
<br />
از روی محاسباتی که در مورد ساختار آینده ی خورشید به عمل امده یافته شده است که سوزاندن هلیوم به تدریج روی نمی دهد بلکه در طی یک رویداد انفجاری که درخش هلیومی نام دارد واقع می شود .<br />
<br />
این انفجار فقط برای ستارگانی که تقریبا هم جرم یا کوچکتر از خورشید هستند پیش می آید این امر در نتیجه این واقعیت است که مغزی چنین ستارگانی در اثر گذشت زمان به چنان چگالی بالایی می رسد و دما برای سوزاندن هلیوم چنان بالا می رود که مغزی نه به صورت گاز بلکه همانند یک جسم صلب جامد عمل می کند. الکترونها ( وهسته های هلیوم ) به حدی تنگ در کنار هم قرار میگیرند که محیط جامد تقریبا غیر قابل تراکمی را تشکیل میدهند .<br />
<br />
از انجا که این محیط بیشتر به کره ای از فلز جامد می ماند تا کره ای از گاز در نتیجه وقوع فرایند سوزاندن هلیوم سبب میشود که دمای مغزی سریعا سعود کند اما اندازه ی ان تنها افزایش اندکی از خود نشان می دهد از روی ازمایشهایی که در آزمایشگاه انجام می دهیم نیز به این واقعیت می رسیم : هنگامی که مقداری گز را گرم میکنیم به طور قابل ملاحظه ای منبسط میشود اما با گرم کردن یک جسم جامد انبساط بسیار اندکی در آن مشاهده می کنیم .<br />
<br />
از این رو به همین طریق مغزی خورشید انبساط زیادی نخواهد داشت ولی دما به مقادیر بسیار بالایی صعود خواهد کرد. دمای بالاتر آهنگ تبدیل هلیوم به کربن را افزایش می دهد و این به نوبه ی خود سبب افزایش بیشتر دما می شود . مغزی ستاره آنقدر داغ می شود که همانند یک بمب کنترل نشده ی همجوشی هسته ای عمل میکند . برای خورشید تنها حدود یک روز طول میکشد تا از مرحله ی آغاز سوزاندن هلیوم به انفجار مغزی هلسومی برسد .<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده</ref><br />
<br />
<br/><br />
<br />
== فاز دوم (( رشته ی اصلی )) ==<br />
<br />
مغزی هلیومی خورشید هنگامی که حدود 6 میلیارد سال بعد از این منفجر می شود اندازه ی کوچکی خواهد داشت و اثرات انفجار ان بلافاصله در سطح خورشید دیده نخواهد شد اما درون خورشید به سرعت و به طور قابل ملاحظه ای تغییر خواهد کرد در پی رشد انفجاری مغزی در درون خورشید پوسته ی ئیدروژنی محیط بر مغزی که تا پیش از انفجار منبع گرمای خورشید بود ناپدید خواهد شد دمای مغزی به دلیل افزایش یافتن اندازه ی ان به سرعت افت خواهد کرد و به همین طریق شدت پوسته ی ئیدروژن سوز نیز کاهش خواهد یافت از این رو درخش هلیومی به جای انکه سبب فوران نور خیره کننده ای شود موجب ان خواهد شد که نورانیت خورشید کاهش یابد .<br />
<br />
مواد درون خورشید به مقدار معینی با هم مخلوط خواهند شد . به موازات کاهش شعاع خورشید نورانیت نیز کاهش خواهد یافت و افزایش دما محسوس خواهد بود. سپس تنها حدود چند میلیون سال بعد در نمودار رنگ و قدر در راستای رشته اصلی حرکت خواهد کرد اما بی انکه وارد رشته شود در نزدیکی آن خواهد بود با کمک گرفتن پوشش ئیدروژن سوز محیط بر مغزی هلیومی از یک ناحیه ی هلیوم سوز در مرکز ستاره خورشید به مدتی تقریبا طولانی در این مرحله ی شبه رشته ی اصلی باقی خواهد ماند از این رو انرژی خورشید هم از آزاد سازی انرژی به توسط بخشی کوچک در مغزی ستاره ( که در آن هلیوم به کربن تبدیل میشود) و هم از پوسته ی دوردستی که هلیوم از ئیدروژن شکل میگیرد تامین خواهد شد .<br />
<br />
محاسبه شده است که خورشید چندین میلیون سال در این فاز "رشته ی اصلی دوم" باقی خواهد ماند . در پایان این دوره به سبب تمام شدن سوخت مغزی آن دوباره منقبض خواهد شد و خورشید برای بار دوم با افزایش در نورانیت افزایش در شعاع و کاهش در دما مواجه خواهد شد تا دوباره به یک غول سرخ بسیار بزرگ تبدیل شود تاکنون جزئیات فاز غول سرخی دوم در خورشید ناشناخته مانده است زیرا تحت چنین شرایطی پیچیدگیهای عظیمی در ساختار ستاره پدید می آید محاسبات تقریبی انجام گرفته نشانگر آن است متقاقب فاز رشته اصلی دوم خورشید دوباره به سرعت در فاز غول سرخی پیش خواهد رفت و سپس بی درنگ خواهد رمبید ( در هم فرو خواهد ریخت) تا به یک [[کوتوله ی سفید]] تبدیل شود .<ref name="multiple2">کتاب ساختار ستارگان کهکشان ها / نوشته پاول هاج / ترجمه توفیق حیدرزاده</ref><br />
<br />
<br/><br />
<br />
<br/><br />
<br />
== منبع ==<br />
<br />
<references /><br />
<br />
<br />
*کتاب نجوم و اختر فیزیک مقدماتی<br />
<br />
[[Category:منظومه شمسی|منظومه_شمسی]]<br/>[[Category:خورشید]]</div>Space