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 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 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. | + | 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. |
− | |||
− | |||
سطر ۱۷: | سطر ۱۵: | ||
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 ۲۹: | ||
== 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. |
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
− | |||
− | + | == 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== | ==سحابی بازتابی== | ||
سطر ۷۱: | سطر ۵۵: | ||
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 ۶۲: | ||
[[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> |
{{-}} | {{-}} | ||