در حال ویرایش سحابی

{{تکمیلی}}


== محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای ==

اگرچه بیش‌تر جرم کهکشان راه شیری در ستارگان جمع شده است، محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای کاملاً خالی نیست. گاز و غبار در این محیط، هم به‌‌‌شکل ابرهایی مجزا و هم به‌‌‌صورت پراکنده و رقیق، دیده می‌‌‌شود. در هر سانتیمتر مکعب محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای، معمولاً یک اتم گاز وجود دارد؛ و در هر کیلومتر مکعب آن، 100 ذرّه‌‌‌ی غبار.

در کل، حدود 10% از جرم راه شیری را گاز بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای تشکیل می‌‌‌دهد. با توجه به اینکه در صفحه‌‌‌ی کهکشانی و بازوان مارپیچ، گاز به شدت متراکم شده است، در این مناطق جاهای بسیاری وجود دارد که در آن‌ها، کمیت ستارگان و ماده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای تقریباً برابر است. مقدار غبار، حدود یک درصد گاز1 می‌‌‌باشد. ذرات پر‌‌‌انرژی پرتو کیهانی با این گاز و غبار آمیخته است. یک میدان مغناطیسی کهکشانی ضعیف، اما خیلی مهم، نیز وجود دارد.

در حال حاضر، مهم‌‌‌ترین رصدها از محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای در طول‌‌‌موج‌‌‌های رادیویی و فروسرخ صورت می‌‌‌پذیرد، چرا که قله‌‌‌ی تابش، اغلب در این طول‌‌‌موج‌‌‌ها قرار دارد. البته بسیاری از انواع مواد بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای2 را نمی‌‌‌توان بر اساس گسیل یا جذب آن‌ها شناسایی کرد. اصولاً، جرم این گونه مواد ممکن است از جرم مشاهده شده‌‌‌ی مجموع مواد دیگر بیش‌تر باشد. با وجود این، بر اساس تأثیرات گرانشی ماده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای می‌‌‌توان به یک حد بالا برای کل جرم این ماده، بدون توجه به شکل آن، دست یافت. این حد را حد اورت3 می‌‌‌نامند. میدان جاذبه‌‌‌ی کهکشانی را توزیع ماده تعیین می‌‌‌کند. از مشاهده‌‌‌ حرکت عمودی ستاره‌‌‌ها بر صفحه‌‌‌ی کهکشانی، نیروی جاذبه‌‌‌ی قائم، و از آنجا مقدار جرم در صفحه‌‌‌ی کهکشانی قابل اندازه‌‌‌گیری است. نتیجه آن است که چگالی موضعی در محدوده‌‌‌ی  1Kpc از خورشید، 7.3 تا  می‌‌‌باشد. چگالی ستاره‌‌‌های شناخته شده 9/5 تا ، و چگالی ماده‌‌‌ی شناخته‌‌‌شده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای حدود  است؛ بنابراین در همسایگی خورشید جای خیلی کمی برای گونه‌‌‌های ناشناخته‌‌‌ی جرم وجود دارد. با وجود این، هنوز بحث ماده‌‌‌ی تاریک در صفحه‌‌‌ی کهکشانی باقی مانده است. نشانه‌‌‌هایی در دست است که هاله‌‌‌ای کروی از ماده‌‌‌ی تاریک، راه شیری را احاطه کرده است








[[File:Eagle nebula pillars.jpg|thumb|[[سحابی عقاب]] ]]

ابر های عظیمی که عمدتآ از [[گاز]]های [[هیدروژن]] و [[هلیوم]] تشکیل شده اند و محل تشکیل ستارگان هستند .

==انواع سحابی ها==


'''[[سحابی نشری]]'''  

'''[[سحابی بازتابی]]'''

'''[[سحابی تاریک]]''' 




== 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 .
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 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.


== سحابی تاریک ==

علاوه بر سحابیهای نامبرده سحابی تاریک یا سحابی جذبی (مانند [[سحابی کله اسبی]]) نیز وجود دارد که برخلاف موارد قبلی توسط هیچ ستاره ای روشن نشده اندو فقط بدلیل قرار گرفتن در مقابل نواحی روشن پشتی قابل مشاهده می شوند.
سحابی تاریک یا سحابی جذبی ٬ابری از غبار وگازهای سرد است که تنها بدلیل اینکه مانع عبور نور اجرام مناطق پشتی خود مانند ستارگان یا سحابیهای روشن می شود دیده می شود.اندازه این سحابیهای تاریک از حدود یک دقیقه قوسی وتاحدودی کروی شکل بانام گلبولهای باک Bok   که در مقابل سحابیهای نشری زمینه مشاهده می شوند شروع می شود تا اشکالی بزرگتر مانند سحابی کله اسبی ٬ ابرهای تاریک مانند گونی ذغال که با چشم غیر مسلح هم دیده می شود تا منطقه بسیار بزرگ رو(RHO)  مارافسای که مساحت آن به هزار درجه مربع یا 2 درصد کل مساحت آسمان می رسد.

این ابرها مخلوطی از غبار وگاز می باشند وترکیب کلی آنها مانند توزیع فراوانی کیهانی 75 درصد هیدروژن 23 درصد هلیم وبقیه عناصر سنگین تر می باشد.اندازه ذرات غبار کمتر از میکرومتر بوده وتنها 1/0 درصد جرم یک توده ابری را تشکیل می دهد. بااین وجود ذرات غبار نقش مهمی در شکل گیری مولکولها در فضا دارند.سطح این ذرات بعنوان بستری برای نشستن اتمها وشکل گیری ترکیباتی مانند مولکولهای هیدروژن وحتی ترکیباتی پیچیده تر مانند فرمالدهید و آمینواسیدها به حساب می آید.این ترکیبات تازه شکل گرفته توسط سایه ای که خود ابر تولید می کند از گزند تابشهای ماوراءبنفش ویران کننده در امان می مانند.بدین ترتیب درون ابرهای مولکولی بسیار سرد ودمای مناطق درونی حتی به 10 درجه کلوین  می رسد واین موجب نزدیکی گرانشی ودرنهایت شکل گیری ستارگان جدید می شود.

==سحابی بازتابی==
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. بیش‌ترین سحابی‌‌‌های بازتابی در نزدیکی خوشه‌‌‌ی پروین  و ستاره‌‌‌ی غول قلب‌‌‌العقرب  دیده می‌‌‌شوند. قلب‌‌‌العقرب، خود به وسیله‌‌‌ی یک سحابی بازتابی قرمز و بزرگ احاطه شده است. به عنوان مثال سحابی بازتابی 2068 NGC، نزدیک یک ابر غبار بزرگ و غلیظ، چند درجه به‌‌‌سمت شمال غربی سیف‌‌‌الجبار  قرار دارد. این سحابی، که یکی از روشن‌‌‌ترین سحابی‌‌‌های بازتابی است، تنها موردی است که در فهرست مسیه به چشم می‌‌‌خورد ([[M78]]). در وسط سحابی، دو ستاره با قدری نزدیک به 11 وجود دارد. ستاره‌‌‌ی شمالی، سحابی را روشن می‌‌‌کند، در حالی ‌که دیگری احتمالاً در جلو سحابی است. یکی دیگر از سحابی‌‌‌های بازتابی روشن که خیلی هم مورد مطالعه قرار گرفته است، سحابی 7023 NGC در صورت فلکی قیفاووس است. این سحابی نیز با یک سحابی تاریک در ارتباط می‌‌‌باشد. در طیف ستاره‌‌‌ی روشن کننده (از رده‌‌‌ی طیفی Be) خطوط جذبی وجود دارد. ستاره‌‌‌هایی فروسرخ نیز در سطح سحابی کشف شده است؛ از این رو، احتمالاً این سحابی یک ناحیه‌‌‌ی تشکیل ستاره باشد.

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:

[[پرونده:Nebl.JPG|وسط]]

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.


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.

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 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: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 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>
{{-}}

== سحابی سیاره ای==

نواحی روشن از گاز یونیده، نه تنها کنار ستارگان تازه متولد شده، بلکه اطراف ستاره‌‌‌هایی که آخرین مراحل تحول خود را سپری می‌‌‌کنند نیز دیده می‌‌‌شود. سحابی سیاره‌‌‌ای عبارت است از یک پوسته‌‌‌ی گازی به‌‌‌دور یک ستاره‌‌‌ آبی داغ و کوچک. در بحث تحول ستاره‌‌‌ای دیدیم که در مرحله‌‌‌ی هلیوم‌‌‌سوزی، ممکن است ناپایداری‌‌‌هایی بروز کند. برخی ستارگان شروع به تپش می‌‌‌کنند، در حالی که در دیگر ستاره‌‌‌ها ممکن است تمام اتمسفر بیرونی به فضا پرتاب شود. در حالت اخیر، یک پوسته‌‌‌ی گازی که با سرعت 20 تا 30Kms-1 در حال انبساط است اطراف یک ستاره‌‌‌ کوچک و داغ (دمای 50000 تا 100000 کلوین) تشکیل خواهد شد. این ستاره‌‌‌ی کوچک، هسته‌‌‌ی ستاره‌‌‌ی اولیه است.

تابش فرابنفش ستاره‌‌‌ی مرکزی، گاز در حال انبساط را در سحابی سیاره‌‌‌ای به یون تبدیل می‌‌‌کند. بسیاری از خطوط نشری روشنی که در یک ناحیه‌‌‌ی   دیده می‌‌‌شود، در طیف این گاز وجود دارد. البته سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌‌‌‌ای عموماً از بیش‌تر نواحی   خیلی متقارن‌‌‌ترند و سریع‌‌‌تر منبسط می‌‌‌شوند. برای مثال، سحابی حلقوی  معروف در صورت فلکی شلیاق، 57M، به‌‌‌وضوح در تصاویری که در مدت 50 سال گرفته شده منبسط شده است. در مدت چند ده هزار سال، سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌ای در محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای محو شده، ستاره‌‌‌ی مرکزی آن‌ها سرد، و به کوتوله سفید تبدیل می‌‌‌گردد.

سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌ای را در قرن نوزدهم به این نام خواندند، چرا که به‌‌‌صورت دیداری، برخی سحابی‌‌‌های کوچک کاملاً شبیه به سیاره‌‌‌هایی چون اورانوس به‌‌‌نظر می‌‌‌رسند. قطر ظاهری کوچک‌‌‌ترین سحابی شناخته شده تنها چند ثانیه قوسی است؛ در حالی که در بزرگ‌‌‌ترین آن‌ها، مانند سحابی مارپیچ (Helix Nebula)، ممکن است به یک درجه برسد.

اغلب، مانند نواحی H II ، روشن‌‌‌ترین خطوط نشری به گذارهای ممنوعه مربوط می‌‌‌شود. برای مثال، دلیل رنگ سبز در بخش‌‌‌های مرکزی سحابی حلقوی در صورت فلکی شلیاق، خطوط ممنوعه‌‌‌ی اکسیژن دو بار یونیده در 459.9nm و 500.7nm است. رنگ قرمز در بخش‌‌‌های خارجی، ناشی از خط آلفا بالمر هیدروژن 656.3nm و خط‌‌‌های ممنوعه‌‌‌ی نیتروژن یونیده ( 654.8nm و 658.3nm ) می‌‌‌باشد.

برآورد می‌‌‌شود که تعداد کل سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌ای در کهکشان راه شیری، 50000 باشد. تاکنون حدود 2000 سحابی سیاره‌‌‌ای رصد شده است.<ref name="multiple1"> کتاب[[ مبانی ستاره‌شناسی]]/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی  </ref>

== سحابی‌های معروف ==


* [[سحابی جبار]]
* [[سحابی کله اسبی]]
* [[سحابی نعل اسب]]
* [[سحابی اسب تاریک]]
* [[سحابی خرچنگ]]
* [[سحابی جغد]]
* [[سحابی چشم گربه]]
* [[سحابی مار]]
* [[سحابی اسکیمو]]
* [[سحابی چپق]]
* [[سحابی سه‌تکه]]
* [[سحابی دمبل]]
* [[مسیه ۱۶(M16)]]
* [[سحابی امگا]]
* [[سحابی رتیل]]
*[[سحابی عقاب]]
* [[سحابی هلیکس]]

== جستاره ای وابسته ==
* [[سحابی ستاره ای]]
* [[سحابی حلقه]]
* [[سحابی بزرگ حلقه‌زده]]
* [[سحابی گازی]]
* [[سحابی شکستی]]
* [[سحابی برون‌کهکشانی]]
* [[سحابی سیاره‌نما]]

==منابع==
<references/>
[[رده:کیهان‌شناسی]][[رده:اخترفیزیک]]
@@ سطر ۸: / سطر ۸: @@
 در کل، حدود 10% از جرم راه شیری را گاز بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای تشکیل می‌‌‌دهد. با توجه به اینکه در صفحه‌‌‌ی کهکشانی و بازوان مارپیچ، گاز به شدت متراکم شده است، در این مناطق جاهای بسیاری وجود دارد که در آن‌ها، کمیت ستارگان و ماده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای تقریباً برابر است. مقدار غبار، حدود یک درصد گاز1 می‌‌‌باشد. ذرات پر‌‌‌انرژی پرتو کیهانی با این گاز و غبار آمیخته است. یک میدان مغناطیسی کهکشانی ضعیف، اما خیلی مهم، نیز وجود دارد.
-در حال حاضر، مهم‌‌‌ترین رصدها از محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای در طول‌‌‌موج‌‌‌های رادیویی و فروسرخ صورت می‌‌‌پذیرد، چرا که قله‌‌‌ی تابش، اغلب در این طول‌‌‌موج‌‌‌ها قرار دارد. البته بسیاری از انواع مواد بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای2 را نمی‌‌‌توان بر اساس گسیل یا جذب آن‌ها شناسایی کرد. اصولاً، جرم این گونه مواد ممکن است از جرم مشاهده شده‌‌‌ی مجموع مواد دیگر بیش‌تر باشد. با وجود این، بر اساس تأثیرات گرانشی ماده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای می‌‌‌توان به یک حد بالا برای کل جرم این ماده، بدون توجه به شکل آن، دست یافت. این حد را حد اورت3 می‌‌‌نامند. میدان جاذبه‌‌‌ی کهکشانی را توزیع ماده تعیین می‌‌‌کند. از مشاهده‌‌‌ حرکت عمودی ستاره‌‌‌ها بر صفحه‌‌‌ی کهکشانی، نیروی جاذبه‌‌‌ی قائم، و از آنجا مقدار جرم در صفحه‌‌‌ی کهکشانی قابل اندازه‌‌‌گیری است. نتیجه آن است که چگالی موضعی در محدوده‌‌‌ی 1Kpc از خورشید، 7.3 تا <sup> </sup>Kgm<sup>-3</sup> 10×10<sup>-21</sup>می‌‌‌باشد. چگالی ستاره‌‌‌های شناخته شده 5.9 تا Kgm<sup>-3</sup> <sup></sup>6.7×10<sup>-21</sup>، و چگالی ماده‌‌‌ی شناخته‌‌‌شده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای حدود Kgm<sup>-3</sup> 1.7×10<sup>-21</sup> است؛ بنابراین در همسایگی خورشید جای خیلی کمی برای گونه‌‌‌های ناشناخته‌‌‌ی جرم وجود دارد. با وجود این، هنوز بحث ماده‌‌‌ی تاریک در صفحه‌‌‌ی کهکشانی باقی مانده است. نشانه‌‌‌هایی در دست است که هاله‌‌‌ای کروی از ماده‌‌‌ی تاریک، راه شیری را احاطه کرده است.<ref name="multiple1"> کتاب [[مبانی ستاره‌شناسی]]/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی  </ref>
+در حال حاضر، مهم‌‌‌ترین رصدها از محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای در طول‌‌‌موج‌‌‌های رادیویی و فروسرخ صورت می‌‌‌پذیرد، چرا که قله‌‌‌ی تابش، اغلب در این طول‌‌‌موج‌‌‌ها قرار دارد. البته بسیاری از انواع مواد بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای2 را نمی‌‌‌توان بر اساس گسیل یا جذب آن‌ها شناسایی کرد. اصولاً، جرم این گونه مواد ممکن است از جرم مشاهده شده‌‌‌ی مجموع مواد دیگر بیش‌تر باشد. با وجود این، بر اساس تأثیرات گرانشی ماده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای می‌‌‌توان به یک حد بالا برای کل جرم این ماده، بدون توجه به شکل آن، دست یافت. این حد را حد اورت3 می‌‌‌نامند. میدان جاذبه‌‌‌ی کهکشانی را توزیع ماده تعیین می‌‌‌کند. از مشاهده‌‌‌ حرکت عمودی ستاره‌‌‌ها بر صفحه‌‌‌ی کهکشانی، نیروی جاذبه‌‌‌ی قائم، و از آنجا مقدار جرم در صفحه‌‌‌ی کهکشانی قابل اندازه‌‌‌گیری است. نتیجه آن است که چگالی موضعی در محدوده‌‌‌ی  1Kpc از خورشید، 7.3 تا  می‌‌‌باشد. چگالی ستاره‌‌‌های شناخته شده 9/5 تا ، و چگالی ماده‌‌‌ی شناخته‌‌‌شده‌‌‌ی بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای حدود  است؛ بنابراین در همسایگی خورشید جای خیلی کمی برای گونه‌‌‌های ناشناخته‌‌‌ی جرم وجود دارد. با وجود این، هنوز بحث ماده‌‌‌ی تاریک در صفحه‌‌‌ی کهکشانی باقی مانده است. نشانه‌‌‌هایی در دست است که هاله‌‌‌ای کروی از ماده‌‌‌ی تاریک، راه شیری را احاطه کرده است
-== سحابی ==
-[[File:Eagle nebula pillars.jpg|thumb]]
-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 .
-{{-}}
+[[File:Eagle nebula pillars.jpg|thumb|[[سحابی عقاب]] ]]
+ابر های عظیمی که عمدتآ از [[گاز]]های [[هیدروژن]] و [[هلیوم]] تشکیل شده اند و محل تشکیل ستارگان هستند .
 ==انواع سحابی ها==
@@ سطر ۳۲: / سطر ۳۴: @@
 == سحابی نشری ==
-[[پرونده:LagoonHunterWilson.jpg|thumb|سحابی مرداب]]
 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.
-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 می‌تواند 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.
+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.
-{{-}}
-==سحابی تاریک==
-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.
-[[پرونده:Doodad_oreshko.jpg|alt text|وسط]]
-{{-}}
-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]].
-[[پرونده:Coalsack.jpg|قاب|کیسه زغال (Coalsack) یک سحابی تاریک در کنار صورت فلکی صلیب جنوبی|وسط]]
-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.
-[[پرونده:Orion nebula-2.jpg|وسط|قاب|سحابی اوریون-[[M42]]]]
-خاموشی ایجاد شده توسط یک سحابی تاریک را می‌توان 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 name="multiple1"> کتاب [[مبانی ستاره‌شناسی]]/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی  </ref>
+== سحابی تاریک ==
+علاوه بر سحابیهای نامبرده سحابی تاریک یا سحابی جذبی (مانند [[سحابی کله اسبی]]) نیز وجود دارد که برخلاف موارد قبلی توسط هیچ ستاره ای روشن نشده اندو فقط بدلیل قرار گرفتن در مقابل نواحی روشن پشتی قابل مشاهده می شوند.
+سحابی تاریک یا سحابی جذبی ٬ابری از غبار وگازهای سرد است که تنها بدلیل اینکه مانع عبور نور اجرام مناطق پشتی خود مانند ستارگان یا سحابیهای روشن می شود دیده می شود.اندازه این سحابیهای تاریک از حدود یک دقیقه قوسی وتاحدودی کروی شکل بانام گلبولهای باک Bok   که در مقابل سحابیهای نشری زمینه مشاهده می شوند شروع می شود تا اشکالی بزرگتر مانند سحابی کله اسبی ٬ ابرهای تاریک مانند گونی ذغال که با چشم غیر مسلح هم دیده می شود تا منطقه بسیار بزرگ رو(RHO)  مارافسای که مساحت آن به هزار درجه مربع یا 2 درصد کل مساحت آسمان می رسد.
-[[پرونده:Darkneb.JPG|وسط|قاب|نمودار ولف]]
+این ابرها مخلوطی از غبار وگاز می باشند وترکیب کلی آنها مانند توزیع فراوانی کیهانی 75 درصد هیدروژن 23 درصد هلیم وبقیه عناصر سنگین تر می باشد.اندازه ذرات غبار کمتر از میکرومتر بوده وتنها 1/0 درصد جرم یک توده ابری را تشکیل می دهد. بااین وجود ذرات غبار نقش مهمی در شکل گیری مولکولها در فضا دارند.سطح این ذرات بعنوان بستری برای نشستن اتمها وشکل گیری ترکیباتی مانند مولکولهای هیدروژن وحتی ترکیباتی پیچیده تر مانند فرمالدهید و آمینواسیدها به حساب می آید.این ترکیبات تازه شکل گرفته توسط سایه ای که خود ابر تولید می کند از گزند تابشهای ماوراءبنفش ویران کننده در امان می مانند.بدین ترتیب درون ابرهای مولکولی بسیار سرد ودمای مناطق درونی حتی به 10 درجه کلوین  می رسد واین موجب نزدیکی گرانشی ودرنهایت شکل گیری ستارگان جدید می شود.
-{{-}}
 ==سحابی بازتابی==
@@ سطر ۷۱: / سطر ۶۰: @@
 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 می‌توانند نور پراکنده ی ستارگان راه شیری را بازتابش ‌نمایند.<ref name="multiple1"> کتاب مبانی ستاره‌شناسی/هانو کارتونن و همکاران/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی  </ref>
+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]]
@@ سطر ۷۸: / سطر ۶۷: @@
 [[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 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>
+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>
 {{-}}