در حال ویرایش کهکشان راه شیری
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 ۶: | سطر ۶: | ||
|- | |- | ||
| نوع کهکشان | | نوع کهکشان | ||
| − | | | + | | کهکشان مارپیچی میله ای, <span style="color: rgb(0, 0, 0); font-family: sans-serif; font-size: 11px; line-height: 16.890625px; background-color: rgb(249, 249, 249);">SBc </span> |
|- | |- | ||
| قطر | | قطر | ||
| − | | 100-120 هزار | + | | 100-120 هزار سال نوری |
|- | |- | ||
| ضخامت | | ضخامت | ||
| − | | 1000 | + | | 1000 سال نوری |
|- | |- | ||
| تعداد ستارگان | | تعداد ستارگان | ||
| − | | 100-400 میلیارد | + | | 100-400 میلیارد ستاره |
|- | |- | ||
| − | | فاصله | + | | فاصله خورشید تا مرکز کهکشان |
| 27.2<span style="color: rgb(0, 0, 0); font-family: sans-serif; font-size: 11px; line-height: 16.890625px; background-color: rgb(249, 249, 249);">±1.1 هزار سال نوری </span> | | 27.2<span style="color: rgb(0, 0, 0); font-family: sans-serif; font-size: 11px; line-height: 16.890625px; background-color: rgb(249, 249, 249);">±1.1 هزار سال نوری </span> | ||
|- | |- | ||
| − | | قدیمی ترین | + | | قدیمی ترین ستاره شناخته شده |
| 13.2 میلیارد سال | | 13.2 میلیارد سال | ||
|} | |} | ||
| + | |||
| + | {{تکمیلی}} | ||
| + | |||
| + | <br/> | ||
| + | |||
| + | <br/> | ||
| + | |||
== کهکشان راه شیری == | == کهکشان راه شیری == | ||
| سطر ۱۲۱: | سطر ۱۲۸: | ||
== توزیع ستارگان در کهکشان ما == | == توزیع ستارگان در کهکشان ما == | ||
| − | ما کهکشان را به صورت مارپیچی پهن شده تصور کردیم. اما، مشاهده ی انواع خاصی از ستارگان درون آن دلالت دارد بر اینکه کهکشان را | + | ما کهکشان را به صورت مارپیچی پهن شده تصور کردیم. اما، مشاهده ی انواع خاصی از ستارگان درون آن دلالت دارد بر اینکه کهکشان را می توان دست کم به چهار ناحیه آشکارا متفاوت تقسیم کرد. احتمالا کهکشان پیش از ورود به شکل فعلیش دستخوش تغییراتی شده است، شاید بتوانیم از بررسی این نواحی سررشته ای از این تغییرات را بع دست آوریم. |
نخست، به انواع ستارگانی توجه میکنیم که آنها را مسن ترین ستارگان میدانیم؛ ستارگانی نوعا ازخوشه های کروی . قبلا اثبات کردیم که عمر سپری شده ی چنین خوشه هایی بر مبنای این شواهد است که آنها گاز و غبارشان را در مرحله ی تشکیل ستاره مصرف کرده اند و ستارگان پرجرم ترشان در جریان تکامل، از رشته ی اصلی دور شده اند. اخترشناسان ستارگانی را که در خوشه های کروی قرار دارند به عنوان اشیای جمعیت II نام میبرند. از جمله، RR شلیاقیها، قیفاووسیان نوع II و متغیرهایی که دوره ی طولانی دارند. خوشه های که یک هاله ی تقریبا کروی به دور مرکز کهکشان تشکیل می دهند، ممکن است هنوز شکل اولیه ی ابری را که کهکشان راه شیری از آن تشکیل شده ایت حفظ کرده باشند (در شکل هاله ای را که با حرف A مشخص شده است ببینید). | نخست، به انواع ستارگانی توجه میکنیم که آنها را مسن ترین ستارگان میدانیم؛ ستارگانی نوعا ازخوشه های کروی . قبلا اثبات کردیم که عمر سپری شده ی چنین خوشه هایی بر مبنای این شواهد است که آنها گاز و غبارشان را در مرحله ی تشکیل ستاره مصرف کرده اند و ستارگان پرجرم ترشان در جریان تکامل، از رشته ی اصلی دور شده اند. اخترشناسان ستارگانی را که در خوشه های کروی قرار دارند به عنوان اشیای جمعیت II نام میبرند. از جمله، RR شلیاقیها، قیفاووسیان نوع II و متغیرهایی که دوره ی طولانی دارند. خوشه های که یک هاله ی تقریبا کروی به دور مرکز کهکشان تشکیل می دهند، ممکن است هنوز شکل اولیه ی ابری را که کهکشان راه شیری از آن تشکیل شده ایت حفظ کرده باشند (در شکل هاله ای را که با حرف A مشخص شده است ببینید). | ||
| سطر ۱۲۹: | سطر ۱۳۶: | ||
ناحیه ی سوم منظومه ی قرص پخت است (در شکل ناحیه ی C). این ناحیه با ستارگان بسیار داغ جوان (از نوع O، B و A)، قیفاووسیان نوع I، ابرغولها، خوشه های باز، و گاز و غبار بین ستاره ای مشخص می شود. هر یک از این انواع، نمایانگر ستارگان جوان یا ماده ای هستند که ستارگان جوان از آن تشکیل شده اند. باید بگوییم که هسته ی کهکشان راه شیری از اشیای مسن تر جمعیت II، ستارگان RR شلیاقی، خوشه های کروی، سحابی های سیاره ای و کوتوله های نوع M ترکیب یافته است؛ از این رو میتوان هسته را باز هم به صورت ناحیه ی متمایز دیگری از قرص کهکشان طبقه بندی کرد. | ناحیه ی سوم منظومه ی قرص پخت است (در شکل ناحیه ی C). این ناحیه با ستارگان بسیار داغ جوان (از نوع O، B و A)، قیفاووسیان نوع I، ابرغولها، خوشه های باز، و گاز و غبار بین ستاره ای مشخص می شود. هر یک از این انواع، نمایانگر ستارگان جوان یا ماده ای هستند که ستارگان جوان از آن تشکیل شده اند. باید بگوییم که هسته ی کهکشان راه شیری از اشیای مسن تر جمعیت II، ستارگان RR شلیاقی، خوشه های کروی، سحابی های سیاره ای و کوتوله های نوع M ترکیب یافته است؛ از این رو میتوان هسته را باز هم به صورت ناحیه ی متمایز دیگری از قرص کهکشان طبقه بندی کرد. | ||
| − | آخرین ناحیه که به آن تاج (Corona) کهکشان می گویند، ممکن است تا فاصله ای در حدید 300000 سال نوری از مرکز کهکشان، امتداد داشته باشد. این ناحیه نخست با مشاهده ی مستقیم آَشکارسازی نشده، بلکه از اثر گرانشی آن بر حرکت ستارگان لبه ی خارجی کهکشان مرئی به وجودش پی بردند. وجود چنین تاج پرجرمی توضیح برخی پرسش ها را میسر میکند؛ از جمله آنکه چرا ستارگان بیرونی تر سریعتر از ستارگان درونی تر حرکت میکنند، و چرا ستارگانی که سرعت زیادی دارند | + | آخرین ناحیه که به آن تاج (Corona) کهکشان می گویند، ممکن است تا فاصله ای در حدید 300000 سال نوری از مرکز کهکشان، امتداد داشته باشد. این ناحیه نخست با مشاهده ی مستقیم آَشکارسازی نشده، بلکه از اثر گرانشی آن بر حرکت ستارگان لبه ی خارجی کهکشان مرئی به وجودش پی بردند. وجود چنین تاج پرجرمی توضیح برخی پرسش ها را میسر میکند؛ از جمله آنکه چرا ستارگان بیرونی تر سریعتر از ستارگان درونی تر حرکت میکنند، و چرا ستارگانی که سرعت زیادی دارند نمی توانند از کهکشان بگریزند. برآوردهای جرم تاج از حد یک تریلیون جرم خورشید تجاوز میکند. |
وجود تاج کهکشانی مستقیما به وسیله ی یک ماهواره ی حساس به تابش فرابنفش، به نام اکسپلورر فرابنفش بین المللی [International Ultraviolet Explorer یا IUE] که آن را در سال 1978 به فضا پرتاب کردند، تایید شد. مولفه ی خاصی که این سفینه وجودش را حس می کند، گاز های داغ است. دمای این گازها از مرتبه ی 100000 کلوین است که با خطوط جذبی مربوط به اتم های کربن سه بار یونیده و اتم های سیلیسیم پنج بار یونیده، مشخص شده است. ماهوار ی IUE طیف یک ستاره ی به خصوص را در ابر ماژلانی بزرگ ثبت کرد که خودش کهکشانی در فاصله ی حدود 160000 سال نوری است. خطوط جذبی موجود در طیف این ستاره، نه تنها وجود تاجی از گاز های داغ در اطراف کهکشان راه شیری را نشان می دهد، بلکه مجموعه خطوطی از آن با اندکی انتقال دوپلر نیز، وجود تاجی از گاز های داغ را در اطراف ابر ماژلانی بزرگ آشکار می کند. این امر ممکن است دلالت بر این واقعیت داشته باشد که وجود یک تاج به طور کلی خاص کهکشان هاست. اگر چنین نتیجه گیری درست باشد، در برآوردی که از جرم کل عالم می کنیم، تاثیر بسزایی خواهد داشت. گاز های داغ تنها جزء تشکیل دهنده ی تاج های کهکشانی نیستند، ابر های غباری سرد، ستارگان مرده ی پیر، سیاهچاله ها، ستارگان کم جرم (درخشندگی کم) و نوترینو ها نیز ذکر معدودی از اجزای ممکن دیگر است. | وجود تاج کهکشانی مستقیما به وسیله ی یک ماهواره ی حساس به تابش فرابنفش، به نام اکسپلورر فرابنفش بین المللی [International Ultraviolet Explorer یا IUE] که آن را در سال 1978 به فضا پرتاب کردند، تایید شد. مولفه ی خاصی که این سفینه وجودش را حس می کند، گاز های داغ است. دمای این گازها از مرتبه ی 100000 کلوین است که با خطوط جذبی مربوط به اتم های کربن سه بار یونیده و اتم های سیلیسیم پنج بار یونیده، مشخص شده است. ماهوار ی IUE طیف یک ستاره ی به خصوص را در ابر ماژلانی بزرگ ثبت کرد که خودش کهکشانی در فاصله ی حدود 160000 سال نوری است. خطوط جذبی موجود در طیف این ستاره، نه تنها وجود تاجی از گاز های داغ در اطراف کهکشان راه شیری را نشان می دهد، بلکه مجموعه خطوطی از آن با اندکی انتقال دوپلر نیز، وجود تاجی از گاز های داغ را در اطراف ابر ماژلانی بزرگ آشکار می کند. این امر ممکن است دلالت بر این واقعیت داشته باشد که وجود یک تاج به طور کلی خاص کهکشان هاست. اگر چنین نتیجه گیری درست باشد، در برآوردی که از جرم کل عالم می کنیم، تاثیر بسزایی خواهد داشت. گاز های داغ تنها جزء تشکیل دهنده ی تاج های کهکشانی نیستند، ابر های غباری سرد، ستارگان مرده ی پیر، سیاهچاله ها، ستارگان کم جرم (درخشندگی کم) و نوترینو ها نیز ذکر معدودی از اجزای ممکن دیگر است. | ||
| سطر ۲۰۳: | سطر ۲۱۰: | ||
مطالعه توزیع ئیدروژن در کهکشان ما،اندازه و شکل آن را،به صورتی که از روش های پیشین به دست آمد،تایید میکند. تحقیقاتی که با استفاده از امواج 21 سانتیمتری انجام شده حاکی از آن است که بخش عمده ی این ئیدروژن محدود به لایه ی نسبتا نازکی به قظطر 1000 سال نور استکه ظاهرا در بعضی نواحی،خاصه در بازوهای مارپیچی،متمرکز است.<ref name="multiple5">کتاب نجوم به زبان ساده نوشته مایر دگانی/ ترجمه محمدرضا خواجه پور</ref> {{-}} | مطالعه توزیع ئیدروژن در کهکشان ما،اندازه و شکل آن را،به صورتی که از روش های پیشین به دست آمد،تایید میکند. تحقیقاتی که با استفاده از امواج 21 سانتیمتری انجام شده حاکی از آن است که بخش عمده ی این ئیدروژن محدود به لایه ی نسبتا نازکی به قظطر 1000 سال نور استکه ظاهرا در بعضی نواحی،خاصه در بازوهای مارپیچی،متمرکز است.<ref name="multiple5">کتاب نجوم به زبان ساده نوشته مایر دگانی/ ترجمه محمدرضا خواجه پور</ref> {{-}} | ||
| − | + | == منبع == | |
| + | |||
| + | <references /> | ||
| − | + | [[Category:کیهان‌شناسی]] | |
