در حال ویرایش M34
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 ۳۷: | سطر ۳۷: | ||
|} | |} | ||
| − | مسیه 34 (که با نام های M34 و NGC 1039 نیز شناخته می شود) یک خوشه‌ی باز ستاره ای در صورت فلکی برساووش است. این خوشه احتمالا توسط گیوانی باتیستا هودیرنا قبل از سال 1654 میلادی کشف و توسط شارل مسیه در سال 1764 میلادی به کاتالوگ اجرام دنباله‌دار-مانند وی افزوده شد. مسیه این خوشه را چنین توصیف کرد: "یک خوشه از ستارگانی کوچک کمی پایین‌تر از خط موازی گاما (آندرومدا). یک فرد در یک تلسکوپ معمولی 3 فوتی می‌تواند ستارگانش را تمیز دهد." | + | مسیه 34 (که با نام های M34 و NGC 1039 نیز شناخته می شود) یک خوشه‌ی باز ستاره ای در صورت فلکی برساووش است. این خوشه احتمالا توسط گیوانی باتیستا هودیرنا قبل از سال 1654 میلادی کشف و توسط شارل مسیه در سال 1764 میلادی به کاتالوگ اجرام دنباله‌دار-مانند وی افزوده شد. مسیه این خوشه را چنین توصیف کرد: "یک خوشه از ستارگانی کوچک کمی پایین‌تر از خط موازی گاما (آندرومدا). یک فرد در یک تلسکوپ معمولی 3 فوتی می‌تواند ستارگانش را تمیز دهد."<ref name="multiple1">ویکی پدیای انگلیسی</ref> |
| − | بر اساس معیار فاصله 8.38، این خوشه در فاصله‌ای در حدود 470 پارسک یا 1500 سال نوری قرار دارد. تخمین زده می شود M34 حاوی حدود 400 عضو ستاره‌ای در بازه‌ی 0.12 تا 1 برابر جرم خورشید باشد. خوشه ستاره‌ای مسیه 34 حدود '35 از پهنه آسمان را پوشانده است که به معنای شعاع واقعی معادل 7 سال نوری است. این خوشه تنها در شرایط بسیار تاریک و کاملاً دور از روشنایی شهرها با چشم غیرمسلح قابل مشاهده است. در آلودگی نوری مختصر، دیدن آن با استفاده از دوربین‌‌های دوچشمی میسر است. | + | بر اساس معیار فاصله 8.38، این خوشه در فاصله‌ای در حدود 470 پارسک یا 1500 سال نوری قرار دارد. تخمین زده می شود M34 حاوی حدود 400 عضو ستاره‌ای در بازه‌ی 0.12 تا 1 برابر جرم خورشید باشد. خوشه ستاره‌ای مسیه 34 حدود '35 از پهنه آسمان را پوشانده است که به معنای شعاع واقعی معادل 7 سال نوری است. این خوشه تنها در شرایط بسیار تاریک و کاملاً دور از روشنایی شهرها با چشم غیرمسلح قابل مشاهده است. در آلودگی نوری مختصر، دیدن آن با استفاده از دوربین‌‌های دوچشمی میسر است.<ref name="multiple1">ویکی پدیای انگلیسی</ref> |
| − | سن این خوشه چیزی میان سنین نسبی خوشه باز پروین با 100 میلیون سال و سن خوشه باز قلائص با 800 میلیون سال است. مقایسه میان طیف ستاره‌ای مشاهده شده و مقادیر پیش‌بینی شده بر پایه‌ی مدل‌های تحول ستاره‌ای، تخمین سنی در حدود 250-200 میلیون سال را برای مسیه 34 ارائه می‌کند. این تقریباً معادل سنی است که ستارگان با 0.5 برابر جرم خورشید وارد رشته‌ی اصلی می‌شوند. در مقام مقایسه، ستارگان مشابه خورشید پس از 30 میلیون سال وارد رشته ی اصلی می‌شوند. | + | سن این خوشه چیزی میان سنین نسبی خوشه باز پروین با 100 میلیون سال و سن خوشه باز قلائص با 800 میلیون سال است. مقایسه میان طیف ستاره‌ای مشاهده شده و مقادیر پیش‌بینی شده بر پایه‌ی مدل‌های تحول ستاره‌ای، تخمین سنی در حدود 250-200 میلیون سال را برای مسیه 34 ارائه می‌کند. این تقریباً معادل سنی است که ستارگان با 0.5 برابر جرم خورشید وارد رشته‌ی اصلی می‌شوند. در مقام مقایسه، ستارگان مشابه خورشید پس از 30 میلیون سال وارد رشته ی اصلی می‌شوند.<ref name="multiple1">ویکی پدیای انگلیسی</ref> |
| − | مقدار میانگین نسبت عناصر با عدد اتمی بالاتر از هلیوم، توسط منجمان "فلزیدگی" نامیده می‌شود. این کمیت بوسیله لگاریتم نسبت آهن به هیدروژن و مقایسه‌ی آن با همین نسبت در خورشید بیان می‌گردد. برای M34، مقدار فلزیدگی برابر با 0.04 ± 0.07+ = [Fe/H] است. در مقایسه با خورشید این مقدار معادل %17 سهم بیشتر برای آهن است. عناصر دیگر فراوانی مشابهی را نشان می‌دهند، بجز نیکل که فراوانی آن کمتر است. | + | مقدار میانگین نسبت عناصر با عدد اتمی بالاتر از هلیوم، توسط منجمان "فلزیدگی" نامیده می‌شود. این کمیت بوسیله لگاریتم نسبت آهن به هیدروژن و مقایسه‌ی آن با همین نسبت در خورشید بیان می‌گردد. برای M34، مقدار فلزیدگی برابر با 0.04 ± 0.07+ = [Fe/H] است. در مقایسه با خورشید این مقدار معادل %17 سهم بیشتر برای آهن است. عناصر دیگر فراوانی مشابهی را نشان می‌دهند، بجز نیکل که فراوانی آن کمتر است.<ref name="multiple1">ویکی پدیای انگلیسی</ref> |
| − | حداقل 19 عضو از این خوشه کوتوله سفید هستند. این‌ها باقیمانده‌های ستاره‌ای از ستارگان پیشرو با حداکثر 8 برابر جرم خورشیداند که در رشته‌ی اصلی تکامل پیدا کردند و دیگر درحال همجوشی گرما-هسته‌ای برای تولید انرژی نیستند. 17 عدد از این کوتوله‌های سفید از رده طیفی DA یا DAZ هستند، در حالی که یکی از آنها از رده DB و دیگری از رده DC است.<ref name="multiple1"> ویکی پدیای انگلیسی | + | حداقل 19 عضو از این خوشه کوتوله سفید هستند. این‌ها باقیمانده‌های ستاره‌ای از ستارگان پیشرو با حداکثر 8 برابر جرم خورشیداند که در رشته‌ی اصلی تکامل پیدا کردند و دیگر درحال همجوشی گرما-هسته‌ای برای تولید انرژی نیستند. 17 عدد از این کوتوله‌های سفید از رده طیفی DA یا DAZ هستند، در حالی که یکی از آنها از رده DB و دیگری از رده DC است.<ref name="multiple1">ویکی پدیای انگلیسی</ref> {{-}} |
== منبع == | == منبع == | ||
