Re: جلسه ي هشتم كلاس نجوم و اختر فيزيك
کمک می‌خوای؟ از ما بپرس!
آنلاین‌ها
کارت قورباغه شکلاتی
شبکه پرواز
کمک می‌خوای؟ از ما بپرس!
آنلاین‌ها
61
نفر همین الان آنلاین‌اند
42 نفر در «انجمن»
2 عضو
59 مهمان
کجای سایت هستند؟
-
انجمن 42
-
آرشیو گالری 11
-
پروفایلها و حساب کاربری 4
-
بخشهای دیگر 4
اعضای آنلاین
52 عضو در ۲۴ ساعت گذشته وارد سایت شدند
کارت قورباغه شکلاتی
کارت قورباغه شکلاتی
پرافتخارترین اعضای سایت جادوگران
شبکه پرواز
شومینه‌های من
۴ مقصد
اطلاعیه‌های مدیریت سایتتاپیک در اتاق ضروریات۱ ماه پیش
گفت‌و‌گو با مدیران، انتقاد، پیشنهاد و...تاپیک در اتاق ضروریات۱ هفته پیش
قوانین ایفای نقشتاپیک در ایستگاه کینگزکراس۵ ماه پیش
اطلاعیه‌های ورود به ایفای نقشتاپیک در ایستگاه کینگزکراس۸ ماه پیش
مقصدی با این نام پیدا نشد.
هنوز مقصدی اضافه نکردهاید.
كلاس نجوم و ستاره‌شناسی
مشاهده‌کنندگان این تاپیک:
1 کاربر مهمان
كوپرنيك: « 1543-1473 »
نيكلاس كوپرنيك در 19 فوريه 1473 در شهر تورن لهستان متولد شد. اسم لهستاني او ميكولاژ كوپرنيك است. پدرش كه او هم نيكلاس نام داشت بازرگان و مادرش باربارا واتزل رود يك اشراف‌زاده بود. نيكلاس در بين چهار فرزند خانواده كوچكترين بود. كوپرنيك بعد از مرگ پدرش وقتي 10 سال داشت تحت حمايت و سرپرستي دايي‌اش قرار گرفت. در سال 1491 در دانشگاه كراكو ثبت نام كرد كه در آن زمان مهمترين دانشگاه در شرق اروپا بود. در اين سالها كوپرنيك علوم انساني خواند كه شامل نجوم و طالع‌بيني هم مي‌شد. يكي از مشهورترين معلمان او آلبرت برودزوو، يك منجم و رياضي‌دان برجسته، بود. كوپرنيك در سال 1496 يعني قبل از گرفتن مدركش، دانشگاه كراكو را ترك كرد و به تورن برگشت در سال 1497 براي تحصيل حقوق به دانشگاه بولونياي ايتاليا رفت.
كوپرنيك حقوق، پزشكي، فلسفه را خواند و يوناني نيز ياد گرفت. در سال 1500 به رم رفت و در آن جا يك سري سخنراني در زمينه رياضي ايراد نمود. در 1503 مدرك دكتراي حقوق را گرفت و بعد از 9 سال زندگي در ايتاليا به زادگاهش برگشت. فقط 27 مشاهده نجومي ثبت شده در تمام طول عمرش وجود دارد. او بعدها يك پرتره از خودش كشيد و در 24 مي 1543 در فرائنبرگ، شرق آلمان و لهستان كنوني، از دنيا رفت. كوپرنيك يك منجم لهستاني بود كه سيستم خورشيد مركزي را ارائه كرد. نظريه كوپرنيك نتايج مهمي را براي متفكران بعدي انقلاب علمي از جمله، گاليله، كپلر، دكارت و نيوتن داشت. وي بين سال‌هاي 1508 تا 1514 يك نسخه خطي نوشت كه به رساله كوچك معروف است. او در مقدمه كتابش «انقلاب» بيان مي‌كند كه كارش را براي مدت 4 سال تا 9 سال مخفي نگهداشته است. كوپرنيك چندسال بعد از بازگشتن به ايتاليا خلاصه شفافي از نجوم جديدش را در جزوهDe hypothesibus motum coelestium a se constitutis commentariolus نوشت و آنرا بين دوستانش توزيع كرد ولي آنرا به چاپ نرسانيد زيرا هنوز فكر مي‌كرد احتياج به تعمق بيشتر دارد. چيزي كه بايد بيشتر روي آن بحث مي‌شد ارائه يك نظريه سيارات به كاملي و مفيدي نظريه بطليموس بود كه كوپرنيك اين تئوري را در نهايت در كتاب De revolutionibus orbium coelestium libri sex ارائه كرد. در سال 1539 يك استاد جوان از دانشگاه ويتن‌برگ، جورج ريتي‌كوس، به فرائنبرگ آمد تا كيهان‌شناسي جديد را بخواند. تقريباً دو ماه بعد از ورودش، ريتي‌كوس خلاصه‌اي از نظريه كوپرنيك را طي نامه‌اي به معلمش نوشت. اين نامه آن قدر موفق بود كه يك سال بعد در باسيل تجديد چاپ شد. از اينجا به بعد دانشمندان توانستند پايه‌هاي نظريه جديد را مطالعه كنند. وقتي اين راز آشكار شد كوپرنيك ديگر دليلي براي ادامه سكوتش نديد در نتيجه نسخه خطي كتابش را به تيدمانگيند، سپرد تا آنرا چاپ كند.
در اوایل قرن هفدهم ، پیش از آنکه نیوتن قوانین حرکت خود را کشف کند، کپلر سه قانون اساسی خود را که برای توصیف حرکت سیارات بکار می‌رفت، اعلام کرد. کپلر این قوانین را از رصدهای دقیق و پر دامنه‌ای که تیکو براهه از حرکت سیارات انجام داده بود، استنتاج کرد. قوانین کپلر پایه و اساس قوانین نیوتن و مکانیک کلاسیک برای توضیح حرکات سیاره‌ای است.
یوهانس کپلر (1630-1571) ، ستاره شناس آلمانی ، نشان داد که سیارات در مسیرهایی بیضوی حرکت می‌کنند و خورشید در یکی از کانونهای بیضی قرار دارد. پس از مشاهده مدار مریخ ، او همچنین نشان داد که خط فرضی میان سیاره و خورشید در زمانهای مساوی مناطق مساوی بیضی را قطع میکند، زیرا هنگامی که سیاره به خورشید نزدیکتر می‌شود، سریعتر حرکت میکند. بالاخره او نشان داد که چگونه زمان گردش سیاره در مدار خورشید (دوره تناوب مداری) با فاصله افزایش می‌یابد. این کشفها به قوانین حرکت سیاره‌ای کپلر معروف شدند.
مناطق مساوی
کپلر نشان داد که حرکت سیاره از نقطه A
به B با حرکتش از C به D به یک اندازه است.
مناطق آبی رنگ هم اندازه‌اند.
قانون اول کپلر
اگر حرکت یک سیاره را مد تظر قرار دهیم، ملاحظه می‌شود که تنها نیرویی که بر یک سیاره وارد می‌شود، نیروی گرانشی حاصل از خورشید و سیارات دیگر است، که مقدار این نیرو بر اساس قانون جهانی گرانشی تعیین می‌شود. همچنین می‌دانیم که نیروی گرانشی یک نیروی مرکزی متناسب با عکس مجذور فاصله است. لذا طبیعی است که مسیر حرکت باید به صورت مقاطع مخروطی باشد.
حال اگر معادلات حرکت را نوشته و آنها دقیقا حل کنیم، ملاحظه می‌شود که مسیر حرکت بیضی شکل است، که مشخصات این بیضی از قبیل خروج از مرکز و پارامترهای دیگر قابل محاسبه است. بنابراین قانون اول کپلر به این صورت بیان می‌شود که سیارات در مدارهایی بیضی شکل حرکت می‌کنند که خورشید در یکی از کانونهای آن قرار دارد.
قانون دوم کپلر
دیدیم که نیروی وارد بر یک سیاره از نوع نیروهای مرکزی است. یک پیامد این قضیه را میتوان این گونه بیان نمود که چون نیرو مرکزی است، لذا گشتاور نیروی وارده که برابر با تغییرات زمانی اندازه حرکت زاویه‌ای است باید صفر باشد. بنابراین اندازه حرکت زاویه‌ای مقدار ثابتی است. همچنین بقای اندازه حرکت زاویه‌ای بر قرار متضمن ثابت بودن خهت آن می‌باشد، لذا حرکت در یک صفحه خواهد بود. با استفاده از بقای اندازه حرکت زا ویه‌ای میتوان سطح جاروب نشده بوسیله یک بردار شعاعی را که از خورشید تا سیاره امتداد دارد، بدست آورد.
بنابراین قانون دوم کپلر را میتوان به این صورت بیان کرد که سطح جاروب شده بوسیله بردار شعاعی خورشید تا سیارات در زمانهای مساوی ، یکسان است. در واقع میتوان گفت که قانون دوم کپلر نتیجه‌ای از قانون بقای اندازه حرکت زاویه‌ای است.
قانون سوم کپلر
گفتیم که مسیر حرکت سیارات به دور خورشید، مسیرهای بیضی شکل هستند. هر بیضی به وسیله قطر و خروج از مرکز شناخته می شود . حال اگر بتوانیم دوره تناوب حرکت سیاره را برحسب فطر بزگ بیضی پیدا کنیم، ملاحظه می کنیم مربع دوره تناوب حرکت سیاره با توان سوم با مکعب نصف قطر بزرگ بیضی متناسب است. این بیان به عنوان قانون سوم کپلر معروف است و به این صورت بیان می‌شود که مربع زمان تناوب چرخش سیارات به دور خورشید با مکعب نصف محور بزرگ بیضی متناسب است.
رابطه قوانین کپلر و قوانین نیوتن
قوانین کپلر را به راحتی میتوان از قوانین حرکت نیوتن و قانون جهانی گرانشی وی بدست آورد. مسئله عکس یعنی استنتاج قوانین نیرو از قوانین کپلر و قانون حرکت ، مسئله ساده‌تری است و از نظر تاریخی اهمیت بسیاری دارد. چون از این راه بود که نیوتن قانون گرانشی را نتیجه گرفت.
انحراف از قوانین کپلر
با در نظر گرفتن این حقیقت که مسئله نیروی مرکزی ، نوعی آرمان سازی مسئله فیزیکی واقعی است، لذا انتظار داریم که حرکات سیارات اندک انحرافی از قوانین کپلر داشته باشند. اول اینکه فرض کرده‌ایم که خورشید ساکن باشد، حال آنکه در واقع ، در اثر جاذبه سیارات ، باید حرکت لنگی وار خفیفی داشته باشد. این اثر حتی در مورد سیارات بزرگ ناچیز است و بوسیله روشهای قابل تصحیح می‌باشد.
دوم اینکه سیاره‌ای مانند زمین ، علاوه بر کشش خورشید تحت تأثیر نیروی جاذبه سیارات دیگر نیز قرار دارد. از آنجا که جرم حتی سنگینترین سیارات فقط چند درصد جرم خورشید است، این نیروی جاذبه موجب می‌شود که انحرافات کوچک ، ولی قابل اندازه گیری از قوانین کپلر ایجاد گردد. این انحرافات را میتوان حساب کرد و با رصدهای دقیق به خوبی توافق دارد. در واقع برخی از سیارات مانند نپتون و پلوتون بخاطر همین اثری که بر حرکت سیارات دیگر داشتند، کشف شدند.
کاربرد قوانین کپلر
با استفاده از قوانین کپلر میتوان مدار حرکت سفینه‌های فضایی را پیشگویی نمود. به این مشخصات مداری را که سفینه پیرامون خورشید خواهد پیمود با استفاده از محاسبات ریاضی تعیین می‌شود. البته این مسئله را در مورد اجرام سماوی مانند سیارات نیز میتوان انجام داد.
نيكلاس كوپرنيك در 19 فوريه 1473 در شهر تورن لهستان متولد شد. اسم لهستاني او ميكولاژ كوپرنيك است. پدرش كه او هم نيكلاس نام داشت بازرگان و مادرش باربارا واتزل رود يك اشراف‌زاده بود. نيكلاس در بين چهار فرزند خانواده كوچكترين بود. كوپرنيك بعد از مرگ پدرش وقتي 10 سال داشت تحت حمايت و سرپرستي دايي‌اش قرار گرفت. در سال 1491 در دانشگاه كراكو ثبت نام كرد كه در آن زمان مهمترين دانشگاه در شرق اروپا بود. در اين سالها كوپرنيك علوم انساني خواند كه شامل نجوم و طالع‌بيني هم مي‌شد. يكي از مشهورترين معلمان او آلبرت برودزوو، يك منجم و رياضي‌دان برجسته، بود. كوپرنيك در سال 1496 يعني قبل از گرفتن مدركش، دانشگاه كراكو را ترك كرد و به تورن برگشت در سال 1497 براي تحصيل حقوق به دانشگاه بولونياي ايتاليا رفت.
كوپرنيك حقوق، پزشكي، فلسفه را خواند و يوناني نيز ياد گرفت. در سال 1500 به رم رفت و در آن جا يك سري سخنراني در زمينه رياضي ايراد نمود. در 1503 مدرك دكتراي حقوق را گرفت و بعد از 9 سال زندگي در ايتاليا به زادگاهش برگشت. فقط 27 مشاهده نجومي ثبت شده در تمام طول عمرش وجود دارد. او بعدها يك پرتره از خودش كشيد و در 24 مي 1543 در فرائنبرگ، شرق آلمان و لهستان كنوني، از دنيا رفت. كوپرنيك يك منجم لهستاني بود كه سيستم خورشيد مركزي را ارائه كرد. نظريه كوپرنيك نتايج مهمي را براي متفكران بعدي انقلاب علمي از جمله، گاليله، كپلر، دكارت و نيوتن داشت. وي بين سال‌هاي 1508 تا 1514 يك نسخه خطي نوشت كه به رساله كوچك معروف است. او در مقدمه كتابش «انقلاب» بيان مي‌كند كه كارش را براي مدت 4 سال تا 9 سال مخفي نگهداشته است. كوپرنيك چندسال بعد از بازگشتن به ايتاليا خلاصه شفافي از نجوم جديدش را در جزوهDe hypothesibus motum coelestium a se constitutis commentariolus نوشت و آنرا بين دوستانش توزيع كرد ولي آنرا به چاپ نرسانيد زيرا هنوز فكر مي‌كرد احتياج به تعمق بيشتر دارد. چيزي كه بايد بيشتر روي آن بحث مي‌شد ارائه يك نظريه سيارات به كاملي و مفيدي نظريه بطليموس بود كه كوپرنيك اين تئوري را در نهايت در كتاب De revolutionibus orbium coelestium libri sex ارائه كرد. در سال 1539 يك استاد جوان از دانشگاه ويتن‌برگ، جورج ريتي‌كوس، به فرائنبرگ آمد تا كيهان‌شناسي جديد را بخواند. تقريباً دو ماه بعد از ورودش، ريتي‌كوس خلاصه‌اي از نظريه كوپرنيك را طي نامه‌اي به معلمش نوشت. اين نامه آن قدر موفق بود كه يك سال بعد در باسيل تجديد چاپ شد. از اينجا به بعد دانشمندان توانستند پايه‌هاي نظريه جديد را مطالعه كنند. وقتي اين راز آشكار شد كوپرنيك ديگر دليلي براي ادامه سكوتش نديد در نتيجه نسخه خطي كتابش را به تيدمانگيند، سپرد تا آنرا چاپ كند.
در اوایل قرن هفدهم ، پیش از آنکه نیوتن قوانین حرکت خود را کشف کند، کپلر سه قانون اساسی خود را که برای توصیف حرکت سیارات بکار می‌رفت، اعلام کرد. کپلر این قوانین را از رصدهای دقیق و پر دامنه‌ای که تیکو براهه از حرکت سیارات انجام داده بود، استنتاج کرد. قوانین کپلر پایه و اساس قوانین نیوتن و مکانیک کلاسیک برای توضیح حرکات سیاره‌ای است.
یوهانس کپلر (1630-1571) ، ستاره شناس آلمانی ، نشان داد که سیارات در مسیرهایی بیضوی حرکت می‌کنند و خورشید در یکی از کانونهای بیضی قرار دارد. پس از مشاهده مدار مریخ ، او همچنین نشان داد که خط فرضی میان سیاره و خورشید در زمانهای مساوی مناطق مساوی بیضی را قطع میکند، زیرا هنگامی که سیاره به خورشید نزدیکتر می‌شود، سریعتر حرکت میکند. بالاخره او نشان داد که چگونه زمان گردش سیاره در مدار خورشید (دوره تناوب مداری) با فاصله افزایش می‌یابد. این کشفها به قوانین حرکت سیاره‌ای کپلر معروف شدند.
مناطق مساوی
کپلر نشان داد که حرکت سیاره از نقطه A
به B با حرکتش از C به D به یک اندازه است.
مناطق آبی رنگ هم اندازه‌اند.
قانون اول کپلر
اگر حرکت یک سیاره را مد تظر قرار دهیم، ملاحظه می‌شود که تنها نیرویی که بر یک سیاره وارد می‌شود، نیروی گرانشی حاصل از خورشید و سیارات دیگر است، که مقدار این نیرو بر اساس قانون جهانی گرانشی تعیین می‌شود. همچنین می‌دانیم که نیروی گرانشی یک نیروی مرکزی متناسب با عکس مجذور فاصله است. لذا طبیعی است که مسیر حرکت باید به صورت مقاطع مخروطی باشد.
حال اگر معادلات حرکت را نوشته و آنها دقیقا حل کنیم، ملاحظه می‌شود که مسیر حرکت بیضی شکل است، که مشخصات این بیضی از قبیل خروج از مرکز و پارامترهای دیگر قابل محاسبه است. بنابراین قانون اول کپلر به این صورت بیان می‌شود که سیارات در مدارهایی بیضی شکل حرکت می‌کنند که خورشید در یکی از کانونهای آن قرار دارد.
قانون دوم کپلر
دیدیم که نیروی وارد بر یک سیاره از نوع نیروهای مرکزی است. یک پیامد این قضیه را میتوان این گونه بیان نمود که چون نیرو مرکزی است، لذا گشتاور نیروی وارده که برابر با تغییرات زمانی اندازه حرکت زاویه‌ای است باید صفر باشد. بنابراین اندازه حرکت زاویه‌ای مقدار ثابتی است. همچنین بقای اندازه حرکت زاویه‌ای بر قرار متضمن ثابت بودن خهت آن می‌باشد، لذا حرکت در یک صفحه خواهد بود. با استفاده از بقای اندازه حرکت زا ویه‌ای میتوان سطح جاروب نشده بوسیله یک بردار شعاعی را که از خورشید تا سیاره امتداد دارد، بدست آورد.
بنابراین قانون دوم کپلر را میتوان به این صورت بیان کرد که سطح جاروب شده بوسیله بردار شعاعی خورشید تا سیارات در زمانهای مساوی ، یکسان است. در واقع میتوان گفت که قانون دوم کپلر نتیجه‌ای از قانون بقای اندازه حرکت زاویه‌ای است.
قانون سوم کپلر
گفتیم که مسیر حرکت سیارات به دور خورشید، مسیرهای بیضی شکل هستند. هر بیضی به وسیله قطر و خروج از مرکز شناخته می شود . حال اگر بتوانیم دوره تناوب حرکت سیاره را برحسب فطر بزگ بیضی پیدا کنیم، ملاحظه می کنیم مربع دوره تناوب حرکت سیاره با توان سوم با مکعب نصف قطر بزرگ بیضی متناسب است. این بیان به عنوان قانون سوم کپلر معروف است و به این صورت بیان می‌شود که مربع زمان تناوب چرخش سیارات به دور خورشید با مکعب نصف محور بزرگ بیضی متناسب است.
رابطه قوانین کپلر و قوانین نیوتن
قوانین کپلر را به راحتی میتوان از قوانین حرکت نیوتن و قانون جهانی گرانشی وی بدست آورد. مسئله عکس یعنی استنتاج قوانین نیرو از قوانین کپلر و قانون حرکت ، مسئله ساده‌تری است و از نظر تاریخی اهمیت بسیاری دارد. چون از این راه بود که نیوتن قانون گرانشی را نتیجه گرفت.
انحراف از قوانین کپلر
با در نظر گرفتن این حقیقت که مسئله نیروی مرکزی ، نوعی آرمان سازی مسئله فیزیکی واقعی است، لذا انتظار داریم که حرکات سیارات اندک انحرافی از قوانین کپلر داشته باشند. اول اینکه فرض کرده‌ایم که خورشید ساکن باشد، حال آنکه در واقع ، در اثر جاذبه سیارات ، باید حرکت لنگی وار خفیفی داشته باشد. این اثر حتی در مورد سیارات بزرگ ناچیز است و بوسیله روشهای قابل تصحیح می‌باشد.
دوم اینکه سیاره‌ای مانند زمین ، علاوه بر کشش خورشید تحت تأثیر نیروی جاذبه سیارات دیگر نیز قرار دارد. از آنجا که جرم حتی سنگینترین سیارات فقط چند درصد جرم خورشید است، این نیروی جاذبه موجب می‌شود که انحرافات کوچک ، ولی قابل اندازه گیری از قوانین کپلر ایجاد گردد. این انحرافات را میتوان حساب کرد و با رصدهای دقیق به خوبی توافق دارد. در واقع برخی از سیارات مانند نپتون و پلوتون بخاطر همین اثری که بر حرکت سیارات دیگر داشتند، کشف شدند.
کاربرد قوانین کپلر
با استفاده از قوانین کپلر میتوان مدار حرکت سفینه‌های فضایی را پیشگویی نمود. به این مشخصات مداری را که سفینه پیرامون خورشید خواهد پیمود با استفاده از محاسبات ریاضی تعیین می‌شود. البته این مسئله را در مورد اجرام سماوی مانند سیارات نیز میتوان انجام داد.
افرادی که لایک کردند
اولین لایک را ثبت کن!
هافلپاف هرم نبض آتشين ماست در شرجي عشق و اشتياق
سحابي ها
هزاران سال قبل اختر شناسان مسلمان یک توده ی ابر کم نور را در صورت فلکی جبار (شکارچی) مشاهده کردند که بسیار جالب و به سه ستاره ی روشن کمربند جبار خیلی نزدیک بود. قرن ها بعد که تلسکوپ اختراع شد، اختر شناسان تعداد بیشتری از این توده های مه آلود را در آسمان مشاهده کردند و آنها را سحابی نامیده اند. اين لغت در زبان لاتین به معنی ابر است يا .nebula در قرن هفدهم و هجدهم، رصد کنندگان آسمان به نور ضعیف که در بین ستارگان دیده می شد سحابی نام نهادند. در سال های اخیر و با تلوسکوپ های بهتری که در دسترس است، ستاره شناسان در یافته اند که برخی از این سحابیها در واقع خوشه های ستاره ای یا کهکشان های دوردست موجود در فراسوی راه شیری هستند و در چنین مواردی، نام سحابی به غلط مورد استفاده قرار گرفته است. با این حال واژه ی "سحابی " هنوز هم به طور وسیع، گر چه با مسامحه، در مورد چنین اجرامی به کار می رود.
با این حال، اجرام پخش شده در بین ستارگان راه شیری، سحابی های واقعی هستند که از تجمع گاز ها وغباردرخشان و ابر مانند تشکیل شده اند و غالباّ دارای شکل نامنظمی هستند. برخی از این سحابی ها اشکال کاملاً ویژه ای دارند و بسته به شکل خود اسامی ویژه ای می یابند. مثلاً سحابی آمریکای جنوبی، سحابی سمحاق و سحابی سه شاخ نمونه هایی از آنها هستند. سحابی مشهور دیگر، خرچنگ نام دارد. دلیل این نام گذاری، شکل خرچنگ گونه ی آن هنگام مشاهده با تلسکوپ های قرن نوزدهم بود ولی در عکس های جدیدی که از آن تهیه شده است خیلی به خرچنگ شباهت ندارد.
سحابی ابر وسیع متشکل از غبار و گاز است. گازهایی که آن را تشکیل می دهند فوق العاده رقیق و در دمائی کم هستند. سحابی به علت نور خود نمی تابد بلکه بر اثر نور ستارگان مجاور قابل رؤیت است.
بعضی سحابی های پخشی مشابه ابر های کومولوس جو زمین هستند. سحابی های دیگر ساختمان رشته ای دارند که ابر های سیروس را تداعی می کنند. همه ی سحابی ها متلاطم هستند و تمام آنها در جهات مختلف حرکت می کنند. شوکها، فشارها و میدان ها ی مغناطیسی می توانند بیانگر علت ساختمان پیچیده ی سحابی ها باشند.
سحابی ها با چشم غیر مسلح قابل رؤیت نیستند، از این رو مؤرد توجه ستاره شناسان باستان قرار نگرفتند. تا سال 1781 که اولین فهرست خوشه های ستاره ای و سحابی ها توسط ستاره شناس فرانسوی "مسیه" گردآوری شد، توجهی به سحابی ها نشده بود.
چگالی سحابی ها حدود دو هزار بار بیشتر از چگالی ماده ی فضایی بین ستاره ای است. چگالی ماده ی میان ستاره ای بسیار کم و در حدود یک اتم در سانتیمتر مکعب و ده ذره ی غبار در یک کیلومتر مکعب است. بر این اساس، چگالی مواد در سحابی ها بسیار اندک است. اما چون فاصله ی میان ستاره ها بسیار زیاد است، همین مقدار بسیار بسیار کم ماده میان ستاره ای قابل توجهی می شود.
رده بندی سحابی ها
سحابی ها را به سه دسته ی: نشری (گسیلشی یا گیلشی )
بازتابی
تاریک
طبقه بندی می کنند .
سحابی نشری یک یا چندین ستاره ی بسیار سوزان است. نور فرا بنفش این ستاره ها موجب برانگیختن ئیدروژن و اکسیژن و گسیل نور مشخصی از آنها می شود. مثال بسیار خوبی ازیک سحابی نشری، سحابی بزرگ جبار است. باچشم غیر مسلح و دوربین صحرایی نیز می توان این سحابی را دید.
اگر ستاره ها مقداری سرد تر باشند یا این که چگالی گازها در سحابی بیشتر باشد، ماده ابر از خود نور گسیل نمی کند بلکه نور ستاره را باز تاب می کند. این سحابی ها را با نام سحابی بازتابی می شناسیم. البته طیف این قبیل سحابی با طیف ستاره، یکی است. مثال بسیار خوب سحابی های باز تابی، سحابی است که ستاره های خوشه ی پروین را در برگرفته است.
اگر در درون یا نزدیکی سحابی ستاره ای قرار نگرفته باشد که نور آن را تأمین کند، آن سحابی را سحابی تاریک می نامند. مشاهده ی سحابی های تاریک فقط در صورتی ممکن است که در مقابل سحابی های نشری یا بازتابی قرار گیرند. سحابی ها نور ستاره های پشت سر خود را جذب می کنند. اختر شناسان عقیده دارند که ستاره ها درو ن این سحابی ها متولد می شوند. مثال بر جسته ی این گونه سحابی سحابی سر اسب در صورت جبار است.
سحابی های سیاره نما
جدا از این سه گروه سحابی ها، برخی ازسحابی ها از ستاره ها تشکیل می شوند. ستاره هایی مانند خورشید در پایان زندگی یعنی در مرحله ی غول سرخی لایه های بیرونی جو خود را به صورت سحابی در فضا می پراکنند. این سحابی ها را سیاره نما می نامند. آنها را به این سبب سحابی سیاره نما می نامند که وقتی با یک تلوسکوپ به آنها نگاه می کنیم به رنگ مایل به سبز دیده می شوند وبه نحوی یاد آور ظهور قرص های ارانوس و نپتون می باشند. همه ی آنها از نوع سحابی نشری هستند. زندگی ستاره های پر جرم تر از خورشید، با انفجار ابر نواختری پایان می یابد و سحابی بزرگ و گسیخته ای از انفجار به جا می ماند که آن را سحابی باقیمانده ی انفجار ابر نواختری می نامند.
اینم یه عکس از سحابی جبار:
http://www.nojum.net/Gallery/Pictures/?id=13
هزاران سال قبل اختر شناسان مسلمان یک توده ی ابر کم نور را در صورت فلکی جبار (شکارچی) مشاهده کردند که بسیار جالب و به سه ستاره ی روشن کمربند جبار خیلی نزدیک بود. قرن ها بعد که تلسکوپ اختراع شد، اختر شناسان تعداد بیشتری از این توده های مه آلود را در آسمان مشاهده کردند و آنها را سحابی نامیده اند. اين لغت در زبان لاتین به معنی ابر است يا .nebula در قرن هفدهم و هجدهم، رصد کنندگان آسمان به نور ضعیف که در بین ستارگان دیده می شد سحابی نام نهادند. در سال های اخیر و با تلوسکوپ های بهتری که در دسترس است، ستاره شناسان در یافته اند که برخی از این سحابیها در واقع خوشه های ستاره ای یا کهکشان های دوردست موجود در فراسوی راه شیری هستند و در چنین مواردی، نام سحابی به غلط مورد استفاده قرار گرفته است. با این حال واژه ی "سحابی " هنوز هم به طور وسیع، گر چه با مسامحه، در مورد چنین اجرامی به کار می رود.
با این حال، اجرام پخش شده در بین ستارگان راه شیری، سحابی های واقعی هستند که از تجمع گاز ها وغباردرخشان و ابر مانند تشکیل شده اند و غالباّ دارای شکل نامنظمی هستند. برخی از این سحابی ها اشکال کاملاً ویژه ای دارند و بسته به شکل خود اسامی ویژه ای می یابند. مثلاً سحابی آمریکای جنوبی، سحابی سمحاق و سحابی سه شاخ نمونه هایی از آنها هستند. سحابی مشهور دیگر، خرچنگ نام دارد. دلیل این نام گذاری، شکل خرچنگ گونه ی آن هنگام مشاهده با تلسکوپ های قرن نوزدهم بود ولی در عکس های جدیدی که از آن تهیه شده است خیلی به خرچنگ شباهت ندارد.
سحابی ابر وسیع متشکل از غبار و گاز است. گازهایی که آن را تشکیل می دهند فوق العاده رقیق و در دمائی کم هستند. سحابی به علت نور خود نمی تابد بلکه بر اثر نور ستارگان مجاور قابل رؤیت است.
بعضی سحابی های پخشی مشابه ابر های کومولوس جو زمین هستند. سحابی های دیگر ساختمان رشته ای دارند که ابر های سیروس را تداعی می کنند. همه ی سحابی ها متلاطم هستند و تمام آنها در جهات مختلف حرکت می کنند. شوکها، فشارها و میدان ها ی مغناطیسی می توانند بیانگر علت ساختمان پیچیده ی سحابی ها باشند.
سحابی ها با چشم غیر مسلح قابل رؤیت نیستند، از این رو مؤرد توجه ستاره شناسان باستان قرار نگرفتند. تا سال 1781 که اولین فهرست خوشه های ستاره ای و سحابی ها توسط ستاره شناس فرانسوی "مسیه" گردآوری شد، توجهی به سحابی ها نشده بود.
چگالی سحابی ها حدود دو هزار بار بیشتر از چگالی ماده ی فضایی بین ستاره ای است. چگالی ماده ی میان ستاره ای بسیار کم و در حدود یک اتم در سانتیمتر مکعب و ده ذره ی غبار در یک کیلومتر مکعب است. بر این اساس، چگالی مواد در سحابی ها بسیار اندک است. اما چون فاصله ی میان ستاره ها بسیار زیاد است، همین مقدار بسیار بسیار کم ماده میان ستاره ای قابل توجهی می شود.
رده بندی سحابی هاسحابی ها را به سه دسته ی: نشری (گسیلشی یا گیلشی )
بازتابی
تاریک
طبقه بندی می کنند .
سحابی نشری یک یا چندین ستاره ی بسیار سوزان است. نور فرا بنفش این ستاره ها موجب برانگیختن ئیدروژن و اکسیژن و گسیل نور مشخصی از آنها می شود. مثال بسیار خوبی ازیک سحابی نشری، سحابی بزرگ جبار است. باچشم غیر مسلح و دوربین صحرایی نیز می توان این سحابی را دید.
اگر ستاره ها مقداری سرد تر باشند یا این که چگالی گازها در سحابی بیشتر باشد، ماده ابر از خود نور گسیل نمی کند بلکه نور ستاره را باز تاب می کند. این سحابی ها را با نام سحابی بازتابی می شناسیم. البته طیف این قبیل سحابی با طیف ستاره، یکی است. مثال بسیار خوب سحابی های باز تابی، سحابی است که ستاره های خوشه ی پروین را در برگرفته است.
اگر در درون یا نزدیکی سحابی ستاره ای قرار نگرفته باشد که نور آن را تأمین کند، آن سحابی را سحابی تاریک می نامند. مشاهده ی سحابی های تاریک فقط در صورتی ممکن است که در مقابل سحابی های نشری یا بازتابی قرار گیرند. سحابی ها نور ستاره های پشت سر خود را جذب می کنند. اختر شناسان عقیده دارند که ستاره ها درو ن این سحابی ها متولد می شوند. مثال بر جسته ی این گونه سحابی سحابی سر اسب در صورت جبار است.
سحابی های سیاره نما
جدا از این سه گروه سحابی ها، برخی ازسحابی ها از ستاره ها تشکیل می شوند. ستاره هایی مانند خورشید در پایان زندگی یعنی در مرحله ی غول سرخی لایه های بیرونی جو خود را به صورت سحابی در فضا می پراکنند. این سحابی ها را سیاره نما می نامند. آنها را به این سبب سحابی سیاره نما می نامند که وقتی با یک تلوسکوپ به آنها نگاه می کنیم به رنگ مایل به سبز دیده می شوند وبه نحوی یاد آور ظهور قرص های ارانوس و نپتون می باشند. همه ی آنها از نوع سحابی نشری هستند. زندگی ستاره های پر جرم تر از خورشید، با انفجار ابر نواختری پایان می یابد و سحابی بزرگ و گسیخته ای از انفجار به جا می ماند که آن را سحابی باقیمانده ی انفجار ابر نواختری می نامند.
اینم یه عکس از سحابی جبار:
http://www.nojum.net/Gallery/Pictures/?id=13
افرادی که لایک کردند
اولین لایک را ثبت کن!
ویرایش شده توسط دویل در 1384/9/15 14:55:13
ویرایش شده توسط دویل در 1384/9/15 15:00:51
ویرایش شده توسط دویل در 1384/9/15 15:04:28
ویرایش شده توسط دویل در 1384/9/15 15:00:51
ویرایش شده توسط دویل در 1384/9/15 15:04:28
