در حال ویرایش سحابی
هشدار: شما وارد نشدهاید. نشانی آیپی شما برای عموم قابل مشاهده خواهد بود اگر هر تغییری ایجاد کنید. اگر وارد شوید یا یک حساب کاربری بسازید، ویرایشهایتان به نام کاربریتان نسبت داده خواهد شد، همراه با مزایای دیگر.
این ویرایش را میتوان خنثی کرد.
لطفاً تفاوت زیر را بررسی کنید تا تأیید کنید که این چیزی است که میخواهید انجام دهید، سپس تغییرات زیر را ذخیره کنید تا خنثیسازی ویرایش را به پایان ببرید.
نسخهٔ فعلی | متن شما | ||
سطر ۱۷: | سطر ۱۷: | ||
ابر های عظیمی که عمدتآ از [[%DA%AF%D8%A7%D8%B2|گاز]]های [[%D9%87%DB%8C%D8%AF%D8%B1%D9%88%DA%98%D9%86|هیدروژن]] و [[%D9%87%D9%84%DB%8C%D9%88%D9%85|هلیوم]] تشکیل شده اند و محل تشکیل ستارگان هستند . | ابر های عظیمی که عمدتآ از [[%DA%AF%D8%A7%D8%B2|گاز]]های [[%D9%87%DB%8C%D8%AF%D8%B1%D9%88%DA%98%D9%86|هیدروژن]] و [[%D9%87%D9%84%DB%8C%D9%88%D9%85|هلیوم]] تشکیل شده اند و محل تشکیل ستارگان هستند . | ||
− | |||
==انواع سحابی ها== | ==انواع سحابی ها== | ||
سطر ۳۲: | سطر ۳۱: | ||
== سحابی نشری == | == سحابی نشری == | ||
− | + | ||
نور بیشتر سحابیهای نشری بصورت [[خطوط طیفی]] نشری می باشد.در این سحابیها [[اتم]]ها توسط تابش ماوراءبنفش ناشی از [[ستاره]] یا ستارگان داغ [[یونیده]] شده وبدنبال این در نور مرئی تابش دوباره داشته ودیده می شوند.تابش دوباره به این شکل است که الکترونی که از اتم مادر جدا شده دوباره با آن ترکیب می شود ونور تولید می کند این نور تولیدی نه در همان طول موج نور ورودی بلکه با طول موج بلندتر ودر ناحیه مرئی طیف می باشد.[[سحابی نشری]] خود به چند دسته تقسیم می شوند.هیدروژن ماده غالب سحابی ها است . | نور بیشتر سحابیهای نشری بصورت [[خطوط طیفی]] نشری می باشد.در این سحابیها [[اتم]]ها توسط تابش ماوراءبنفش ناشی از [[ستاره]] یا ستارگان داغ [[یونیده]] شده وبدنبال این در نور مرئی تابش دوباره داشته ودیده می شوند.تابش دوباره به این شکل است که الکترونی که از اتم مادر جدا شده دوباره با آن ترکیب می شود ونور تولید می کند این نور تولیدی نه در همان طول موج نور ورودی بلکه با طول موج بلندتر ودر ناحیه مرئی طیف می باشد.[[سحابی نشری]] خود به چند دسته تقسیم می شوند.هیدروژن ماده غالب سحابی ها است . | ||
اگر ستاره عامل تحریک سحابی خیلی داغ باشد بیشترین تابش آن در منطقه ماوراءبنفش بوده وهمین موجب درخشندگی بیشتر سحابی حتی بیشتر از [[درخشندگی]] ظاهری خود ستاره خواهد شد.گرچه سحابی ها درخشنده به نظر می رسند این را باید بدانید که بسیار رقیق می باشند و مشخص شده که به طور نوعی هر کیلوگرم ماده در حجمی حدود هزار میلیون کیلومتر مکعب پخش شده است. | اگر ستاره عامل تحریک سحابی خیلی داغ باشد بیشترین تابش آن در منطقه ماوراءبنفش بوده وهمین موجب درخشندگی بیشتر سحابی حتی بیشتر از [[درخشندگی]] ظاهری خود ستاره خواهد شد.گرچه سحابی ها درخشنده به نظر می رسند این را باید بدانید که بسیار رقیق می باشند و مشخص شده که به طور نوعی هر کیلوگرم ماده در حجمی حدود هزار میلیون کیلومتر مکعب پخش شده است. | ||
− | سحابیهایی که باقیمانده یک انفجار [[ابر نواختر]]ی هستند معمولا" در منطقه رادیویی طیف قابل کشف هستند . اما در بعضی موارد نیز مانند [[سحابی خرچنگ]] در [[صورت فلکی ثور]] تابش | + | سحابیهایی که باقیمانده یک انفجار [[ابر نواختر]]ی هستند معمولا" در منطقه رادیویی طیف قابل کشف هستند . اما در بعضی موارد نیز مانند [[سحابی خرچنگ]] در [[صورت فلکی ثور]] تابش می تواند در نور مرئی هم رخ می دهد. سحابی های سیاره ای هم که بدنبال فعالیت شدید ستاره ای بوجود می آیند ونور سحابی ناشی از تحریک مواد آن توسط ستاره مرکزی می باشد از جمله سحابیهای نشری به حساب می آیند. |
− | |||
− | |||
− | |||
سطر ۵۲: | سطر ۴۸: | ||
[[پرونده:Orion nebula-2.jpg|وسط|قاب|سحابی اوریون-[[M42]]]] | [[پرونده:Orion nebula-2.jpg|وسط|قاب|سحابی اوریون-[[M42]]]] | ||
− | خاموشی ایجاد شده توسط یک سحابی تاریک را | + | 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. |
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
==سحابی بازتابی== | ==سحابی بازتابی== | ||
سطر ۷۱: | سطر ۶۳: | ||
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. | 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. | ||
− | 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 | + | 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> |
[[پرونده:Untitled.jpg|سحابی اطراف ستاره مروپ؛ یک سحابی بازتابی در [[خوشه پروین]]. عکس از امیرحسین ابوالفتح|وسط|قاب]] | [[پرونده:Untitled.jpg|سحابی اطراف ستاره مروپ؛ یک سحابی بازتابی در [[خوشه پروین]]. عکس از امیرحسین ابوالفتح|وسط|قاب]] | ||
سطر ۷۸: | سطر ۷۰: | ||
[[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]] | [[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]] | ||
− | 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 پروین]] و سحابی سر جادوگر از این نوع سحابی ها هستند.بیشترین سحابی بازتابی در نزدیکی خوشه پروین و ستاره غول قلب العقرب دیده | + | 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 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> |
{{-}} | {{-}} | ||