تلسكوپ های شكستی
توان تفكیك یك تلسكوپ::.
توان تفكیك رابطه ای نزدیك با رویت واضح جزئیات دارد.
هر چه توان تفكیك تلسكوپی بیشتر باشد جزئیات واضح تر خواهند بود.بنابر این نقطه ای نورانی كه به چشم برهنه یك ستاره می آید چون با تلسكوپی كه توان تفكیكش زیاد است مشاهده شود ممكن است به دو یا چند ستاره تفكیك شود.داشتن درك روشنی از توان تفكیك مهم است و از این رو ما اندكی بیشتر به آن می پردازیم.دونقطه ی نورانی مثلا دو شمع را در نظر بگیرید.در فاصله ی چند متری این دو شمع به صورت چشمه های نور جدا از هم به نظر می رسد.چون فاصله بیشتر شود این دو یكی شده و به صورت نقطه ی نورانی نسبتا محو و غیر واضهی در می آیند.آزمایش نشان می دهد كه دو نقطه ی نورانی را نمی توان تفكیك كرد هرگاه زاویه ی A كه آن دو در چشم می سازند كمتر از تقریبا 6 دقیقه باشد توان تفكیك چشم معمولی 6دقیقه است.
عدم تفكیك در نقاتی كه زاویه ای كمتر از 6 دقیقه می سازند معلول یكی از خواص بنیادی نور است است كه پراش نام دارد.بر اثر پراش هر نقطه ی نورانی جسم تبدیل به یك نقطه ی نورانی بر شبكیه نمی شودبلكه به صورت قرص كوچكی در می آید.برای هر نقطه از جسم یك قرص تصویر وجود دارد.این قرص كه معمولا آن را تصویر(جعلی یا الگوی پراش)می نامندساختمان نسبتا پیچیده ای دارد.دارای یك لكه ی مركزی پرنور است كه تقریبا 85درصد كل نور را شامل می شود و با حلقه هایی تاریك و روشن یكی در میان احاطه شده است.روشنی حلقه های روشن از داخل به سمت لبه ی قرص به سرعت كاهش میابد.
به این ترتیب نوری كه از شیئی ساطع می شود در واقع همان شكل را داخل چشم پدید نمی آورد بلكه تصویر جعلی را بر شبكیه تشكیل می دهد.
رابطه ی نقطه به نقطه بین جسم و تصویر واقعیت را بیش از حد ساده جلوه می دهد.در حقیقت رابطه،رابطه ی نقطه به قرص است.به سهولت می توان دید كه هرچه اندازه ی این قرص ها كوچك تر باشد جزئیات بیشتری دیده خواهد شد.
نظریه ی نور شناختی ثابت می كند 5487 كه هر چه عدسی شیئی بزرگتر باشد قطر قرص كوچكتر خواهد بود.
نظریه ی نور شناختی و نیز تجربه نشان میدهد كه توان تفكیك یك تلسكوپ فقط به قطر شیئی بستگی دارد.بنابر این ستاره هایی كه در یك تلسكوپ كوچك به صورت یك واحد به چشم می آیند تنها وقتی كه با تلسكوپی رصد شوند كه عدسی شیئی آن بزرگتر است ممكن است به دویا چند همسایه ی نزدیك به هم تفكیك شوند.
فرمول ساده ای قطر شیئی را به توان تفكیك مربوط می سازد:
تفكیك مساوی است با 12/5تقسیم بر قطر شیئی.
در این فرمول قطر را باید بر حسب سانتیمتر قرار داد و توان تفكیك بر حسب ثانیه ی قوس به دست می آید.
تلسكوپی با شیئی 5 سانتی متری می تواند دو ستاره را كه در چشم راصد زاویه ای برابر 2/5ثانیه ی قوس با هم می سازند تفكیك كند.

---

قسمت بعد:توان بزرگنمایی یك تلسكوپ

تقدیم اعتدالین ::.

نقاط اعتدال ثابت و دائمی نیستند. هر نقطه به ارامی بر استوای اسمان حرکت میکند و یک دور کامل را تقریبا در حدود 25،800 سال می پیماید. 5487این حرکت نقاط اعتدال، تقدیم اعتدالین نامیده میشود.

تقدیم اعتدالین در جهت حرکت عقربه های ساعت است، حال انکه حرکت ظاهری خورشید در خلاف جهت حرکت عقربه های ساعت است. بنابرین وقتی خورشید به اعتدال بهاری نزدیک میشود، نقطه اخیر نیز به پیشواز خورشید میاید.

از اعتدال بهاری برای تعریف سال اعتدالی یا سال فصلی استفاده میشود، یعنی انچه معمولا منظور ما از سال است. تعریف فنی سال اعتدالی یا سال فصلی استفاده میشود، یعنی انچه معمولا منظور ما از سال است. تعریف فنی سال اعتدالی چنین است: مدت زمان بین دو عبور متوالی خورشید از نقطه اعتدال بهاری.

به علت حرکت نقطه اعتدال "به پیشواز" خورشید، سال اعتدالی کوتاه تر از سال نجومی است که اسا ان ستارگان ثابت است. مقایسه این دو به صورت زیر است:

5487زمان	5487سال اعتدالی	5487سال نجومی
5487روز	5487365	5487365
5487ساعت	54875	54876
5487دقیقه	548748	54879
5487ثانیه	54870/46	54875/9
5487جمع	548724220/365 روز	548725636/365 روز

برای پی بردن به علت 5487حرکت تقدیمی بهتر ان است که حرکات واقعی، و نه ظاهری، اجرام مورد توجه قرار گیرد. تصویر حقیقی این است که خورشید ساکن است و زمین در مداری بیضوی به دور ان میگردد. محور زمین بر این مدار عمود نیست و زاویه ای برابر 27 5487 23 درجه با خط عمود بر مدار میسازد. همراه با گردش زمین به دور خورشید و چرخش ان به دور محورش ، محور زمین دایره کوچکی را در اسمان می پیماید. در حال حاضر این محور، اسمان را در نقطه ای به فاصله یک درجه از ستاره جدی می شکاف. این نقطه البته قطب شمال اسمان است. در سال 1500 بعد از میلاد قطب شمال اسمان در 5/3 درجه جدی بود و در حدود سال 2100 قطب اسمان متوجه نقطه ای خواهد بود که فقط نیم درجه از جدی فاصله خواهد داشت. یعنی قطب در نزدیکترین فاصله ممکن از جدی خواهد بود.

در حدود سال 14000 بعد از میلاد قطب در نقطه ای خواهد بود که 5 درجه با ستاره نسر واقع فاصله خواهد داشت. باید توجه داشت که در ان زمان محور زمین به سمت چپ متمایل خواهد بود و باز هم زائیه 23 درجه و 27 دقیقه با خط عمود بر مدار خواهد ساخت.

پس از ان نیز قطب همچنان دایره کوچکی با شعاع 23 درجه و 27 دقیقه را در اسمان خواهد پیمود و هر دوران را پس از 25،800 سال کامل خواهد کرد.

علت حرکت محور زمین همان علت حرکت محور فرفره 5487چرخان است.

نیرویه گرانش موجب میشود که محور فرفره مایل حرکت کند ( حرکت تقدیمی ) و سطح مخروطی را بپیماید. نیرویی که حرکت تقدیمی محور زمین را سبب میشود به وسیله خورشید و ماه و بر برامدگی مختصر استوایی وارد میاید.

اثر این نیرو، تغییر امتداد محور است نه زاویه میل ان. محور زمین زاویه 27 دقیقه و 23 درجه خود را حفظ میکند و در عین حال هر 25،800 سال یکبار سطح مخروط را به طور کامل میپیماید.

با دوران محور، نقاط اعتدال حرکت میکنند و انها نیز هر 25،800 سال یک گردش کامل را به پایان میرسانند.

---

قسمت هایه بعدی زمین: رقص محوری | ساختمان داخلی زمین

توجه ::. دوستان اگه کسی قصد تبادل لوگو و یا لینک داشت در قسمت نظرات به ما اطلاع بده و اینکه ما به یک نویسنده که به زبان انگلیسی تسلط کامل داشته باشه احتیاج داریم اگر خواستید به ما اطلاع دهید در بخش نظرات بگین .:: توجه 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 یا حق.

زاویه میل استوای اسمان با دایره البروج ::.

مسیر حرکت ظاهری خورشید بر کره اسمان نسبت به معدل انهار ( یا استوای اسمان ) مایل است و زائیه میان دو دایره، 23 درجه و 27 دقیقه ست.

یکی از دو نقطه تلافی این دایره را با علامت 5487( گاما ) نشان میدهند و ان را نقطه اول حمل می خوانند. در اینجا خورشید در مسیر خود از بخش جنوبی دایره البروج به بخش شمالی ان، استوای اسمان را قطع میکند.

نقطه دیگر با علامت ( واحد مقاومت الکتریکی ) نموده میشود و موسوم به نقطه اول میزان است. هنگامی که خورشید در یکی از این دو نقطه است، روز با شب در همه جای زمین برابر است. خورشید در حدود اول فروردین در نقطه اول حمل است. این نقطه، اعتدال بهاری ( ربیعی ) هم خوانده میشود. خورشید در حدود اول مهرماه در نقطه اول میزان است. نقطه اول میزان را اعتدال تیر ماهی ( خریفی ) هم مینامند.زاویه میل این دو دایره، علت اساس فصول بر روی زمین است. وقتی که خورشید در شمال صفحه استوا است، به دو دلیل عمده هوا در نیمکره شمالی گرم و در نیمکره جنوبی سرد است.:
1.اشعه خورشید متمرکز تر است. در نیمکره شمالی این اشعه، گرمای قوس کوچک AB را فراهم میسازد. در نیمکره جنوبی این اشعه بر قوس بسیار بزرگتر CD توزیع شده است. نیمکره جنوبی گرمای کمتری برواحد مساحت دریافت میکند.

2. خورشید در نیمکره شمالی مدت درازتری بالای افق است. در اواخر خرداد در عرض جغرافیایی 40 درجه شمالی از هر 24 ساعت، 15 ساعت روز است.

زمین نه تنها تابش ( نور و گرما ) دریافت میکند، بلکه ان را گسیل هم میکند ( این گسیلش در حوزه امواج نامرئی فرو سرخ است ). در تیرماه تابش وروودی بر تابش خروجی فروزنی دارد و در نتیجه دمای متوسط افزایش میابد. زمین در حرکت بیضوی حقیقی خود، به هنگام تابستان نیمکره جنوبی، از همه وقت دیگر به خورشید نزدیکتر است. نیمکره جنوبی در نتیجه این اختلاف فاصله، در حدود 6 درصد بیش از نیمکره شمالی انرژی خورشید دریافت میکند.

این فزونی همیشگی نیست، در حدود 10،500 سال دیگر، نیمکره شمالی این 6 درصد اضافی گرما را دریافت خواهد کرد. این تغییر به تدریج و پیوسته است و از پدیده های موسوم به تقدیم اعتدالین ناشی میشود.

---

قسمت های بعدی سیاره زمین: تقدیم اعتدالین

شکل زمین ::.

شکل زمین خیلی نزدیک به کره است. کوه ها و دره ها این شکل کروی را اندکی تغییر داده اند. در واقع اگر زمین را به گوی بیلیاردی مقیاس کنیم، از گ.ی بیلیارد کامل تر خواهد بود.

این کره، اندکی در قطب ها پخ است: قطر قطبی زمین 40 کیلومتر کمتر از قطر ان در استوا است. بنا بر این شکل زمین یک "کره وار پخ" است.

پخ بودن زمین، تا اندازه ای علت تغییر وزن اجسام با عرض جغرافیایی به شمار میرود. چون جسمی که در قطب باشد به مرکز زمین نزدیکتر است، وزن ان بیشتر است.تفاوت وزن از استوا تا قطب حدود نیم درصد است.

حرکت انتقالی به دور خورشید ::.

زمین به دور خورشید نیز خلاف جهت حرکت 5487عقربه های ساعت میگردد.( مدار زمین بیضی شکل است و خورشید در یکی از کانون های بیضی است. )

در این مورد هم ما حرکت واقعی را نمی بینیم، بلکه حرکت ظاهری خورشید را می بینیم که به نظر میرسد در یک سال یک بار به دور زمین میگردد. این مدار ظاهری خورشید، دایره البروج نامیده میشود. مداری به عرض 80 درجه در هر سوی دایره البروج را منطقه البروج مینامند.دوازده صورت برجسته فلکی ( بروج دوازده گانه ) بر این نوار قرار دارند که خورشید در حرکت ظاهری خود 5487 هر سال یکبار از انها میگذرد. این صورت ها عبارتند از: حمل . ثور . جوزا . سرطان . اسد . سنبله . میزان . عقرب . قوس . قوس . جدی . دلو و حوت.

خورشید در اواخر اسفند و اواخر اسفند و اوایل فروردین در برج حوت است. اگر بتوان از نور درخشان خورشید کاست، ان را در این موقع میتوان در این برج دید. میزبانان موقت بعدی حمل و ثور اند. در ماه های تابستان خورشید از برج های جوزا، سرطان و اسد میگذرد و همچنان پیش میرود تا هر دوازده برج را بپیماید.

از این حرکت ظاهری خورشید به دور زمین برای تعریف "سال" استفاده میشود. سال مدت زمانی است که طول میکشد تا خورشید یک دور کامل از میان ستارگان بگذرد و این سال نجومی است و نه سالی که معمولا در نظر داریم و سال اعتدالی نامیده میشود و بیست دقیقه کوتاه تر از سال نجومی است.

---

قسمت های بعدی زمین: زاویه میل استوای اسمان با دایره البروج

 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 5487 تلسكوپ های شكستی
اندودن عدسی ها::.
تنها قسمتی از نوری كه وارد عدسی می شود از عدسی های گوناگون آن می گذرد.بخش قابل ملاحظه ای از آن از سطوح نوری منعكس می شود.بازتاب هایی كه از سطوح كروی باز می تابد تصویر های ثانوی مزاحمی را به وجود می آورد و به میزان قابل ملاحظه ای از وضوح تصویر اصلی می كاهد.
در سال های اخیر با اندودن سطح شیشه از این نقیصه كاسته اند.سطح را با لایه ای شفاف و نازك كه معمولا از جنس فلوئرید منیزیم است اندود می كنند.این لایه موجب می شود كه انواج نوری كه از سطح زیرین آن بازمی تابد تداخل كند و به این ترتیب نور بازتابیده شده حذف شود.این تداخل نابود كننده فقط در صورتی روی می دهد كه ضخامت اندود دقیقا برابر یك چهارم طول موج باشد.
با اندود كردن عدسی های تلسكوپ وضوح تصویر تا 30 درصد افضایش پیدا می كند.

توان های سه گانه ی تلسكوپ::.
تلسكوپ 3 كار انجام میدهد:
1_روشنی ظاهری را افضایش می دهد.این افزایش روشنی به توان جمع آوری نور تلسكوپ بستگی دارد.
2_جزئیاتی را كه باچشم نمی توان دید واضح می سازد.این كه تلسكوپ این كار را با چه كیفیتی انجام میدهد به توان تفكیك تلسكوپ بستگی دارد.
3_شئ را بزرگتر می نماید یا موجب می شود كه نزدیكتر به چشم اید.چگونه انجام این كار در تلسكوپ بسته به توان بزرگنمایی تلسكوپ دارد.

توان تفكیك یك تلسكوپ::.
احتمالا مهم ترین كار یك تلسكوپ جمع آوردن مقدار زیادی نور از یك ستاره است.تلسكوپ این نور را به هم می فشرد و به صورت تابه ی باریكی در می آورد كه وارد مردمك چشم می شود.
توان جمع آوری نور رویت ستارگانی را ممكن می سازد كه قدرشان از 6 بیشتر است یعنی ستاره های كم فروغی كه با چشم برهنه دیده نمی شوند.توان جمع آوری نور فقط به عدسی شیئی بستگی دارد و با مساحت آن متناسب است یا:توان جمع آوری نور با مجذور قطر عدسی شیئی متناسب است.
قطر مردمك چشم در هنگام شب حدودا 6 میلیمتر است.به تلسكوپی كه قطر شیئی آن 2/4سانتیمتر است،16 مرتبه بیشتر از یك چشم برهنه نور وارد آن می شود.به یك تلسكوپ 4/8سانتیمتری 64 بار بیشتر نور وارد می شود و الی آخر.تجربه این نظریه را تایید می كند.بنا بر این با یك تلسكوپ 5 سانتیمتری می توان ستارگانی را رسد كرد كه 64 بار كم نور تر از ستاره ی قدر ششم باشند.این ستاره از ردیف قدر 10/5 خواهد بود.

---

قسمت بعد:توان تفكیك یك تلسكوپ

مقدمه ::.

زمین، در جمع نه سیاره ای که برگرد خورشید میگردند، از سیارات کوچک به شمار میرود؛ از حیث قطر و جرم پنجمین سیاره و از لحاظ فاصله با خورشید سیاره سوم است.از این ها گذشته، سیاره ایست شبیه چند سیاره دیگر. تا انجا که مشاهده شده، تنها جایی در جهان است که در ان "حیات" وجود دارد.

زمین به هیچ وجه پایگاه مناسبی برای رصد های نجومی نیست؛ مشکل اصلی، ساکن نبودن ان است. همه رصد هارا باید به خاطر حرکت زمین تصحیح کرد. به علاوه حرکت زمین، حرکتی ساده نیست؛ بلکه ترکیب بسیار پیچیده ای از دست کم شش حرکت اساسی است:
1.زمین به دور محورش دوران میکند ( روزی یکبار )

2.محور زمین برگرد خورشید میگردد ( سالی یکبار )

3.محور زمین حرکت تقدیمی دارد.

4.محور زمین حرکت ترقصی دارد ( رقص محوری ).

5.خورشید به همراه زمین و سیارات دیگر، در جمع خوشه محلی ستارگان با سرعت 20 کیلومتر در ثانیه به سمت ستاره نسر واقع حرکت میکند.

6.خوشه محلی ستارگان با سرعتی در حدود چند صد کیلومتر بر ثانیه بر گرد مرکز کهکشان ما میگردد.

حواس ادمی این حرکات را درنمیابد، همان طور که مسافران قطاری که با حرکت یکنواخت پیش میرود، سرعت ان را حس نمی کنند. تنها موقعی که مسافری از پنجره بیرون را، متوجه سرعت واقعی قطار میشود. برای ناظر زمینی هم وضع بر همین منوال است. برای پی بردن به حرکات واقعی زمین، مرجع باید حرکات جرم های سماوی دیگر باشد.

حرکت وضعی ::.

زمین به دور محورش، در خلاف جهت حرکت عقربه های ساعت می چرخند و هر دوران کامل ان یک روز نجومی طول میکشد که مدت ان 23 ساعت و 56 دقیقه و 4 ثانیه است ( روز نجومی کوتاه تر از روز معمولی، مطابق "ساعت" است که "روز متوسط خورشیدی" نامیده میشود ).

ازمایش های زیادی دال بران ند که زمین حول محورش میچرخد. از قاطع ترین انها ازمایشی است که ژ.ب.ل فوکو ( J.B.L. Foucault ) فیزیکدان فرانسوی در 1851 طرح کرد. در این ازمایش، دوران زمین به طور مستقیم مشاهده میشود.

تنها وسیله لازم برای ازمایش یک اونگ است که از گلوله سربی و تکه سیمی برای اویختن تشکیل شده 5487 است. برای اندازه گیری دقیق باید:
1. سیم بلند باشد

2. گلوله سرب، سنگین باشد

3. اونگ از نقطه ای ثابت و محکم ائیخته شده باشد.

بنا بر نظریه ای که ازمایش بر ان مبتنی است، اونگی که به ازادی نوسان میکند، صفحه نوسانش را حفظ میکند؛ یعنی اگر اونگ نوسان را در امتداد شمال - جنوب اغاز کند همچنان در ان امتداد نوسان خواهد کرد تا مقاومت هوا یا اصطکاک ان را به حال سکون در اورد. طرز عمل چنین است:
1. اونگ را به نوسان دراورید.

2. بر روی زمین با رسم خطی مسیر گلوله اونگ را مشخص کنید.

3. یک ساعت بعد نگاه کنید، این خط به اندازه 15 درجه در خلاف جهت حرکت عقربه های ساعت نسبت به صفحه ای که اونگ در ان نوسان میکند، چرخیده است.

4. مشاهده میکنید که در یک روز نجومی، این خط یک دور کامل را در خلاف جهت حرکت عقربه های ساعت پیموده است.

نخستین بار این ازمایش با سیمی 60 متری در پانته ئون پاریس انجام شد. ازمایش در عرض جغرافیایی پاریس اندکی پیچیده تر است؛ ولی از نتیجه ان یعنی چرخش زمین به دور محورش، گریزی نیست.

چند اثر مستقیما معلول چرخش زمین اند:
1. توالی روز و شب. هر نقطه از زمین متناوبا رو به خورشید ( روز ) میکند یا پشت به ان ( شب ) میدارد.

2. صلب بودن محور. محور زمین زاویه میل خود را با صفحه مدارش حفظ میکند و پیوسته رو به سوی ستاره جدی است. از این لحاظ زمین چرخان شباهت زیاد به یک ژیرسکوپ چرخان دارد. محور زمین نیز مانند محور ژیرسکوپ دارای حرکت تقدیمی است.

3.به هر جسمی بر روی زمین یک نیروی گریز از مرکز وارد میاید که در استوا بیشترین مقدار را داردو در قطب صفر است. در نتیجه وزن اجسام در قطب بیشتر است تا در استوا.( این اختلاف جرم بسیار کوچک است بیشتر از لحاظ علمی مورد توجه است ).

4.پخ بودن زمین در قطب ها احتمالا معلول این چرخش در زمانی بوده است که سطح زمین هنوز حالتی مایع یا شکل پذیر داشته.

---

قسمت هایه بعدی زمین: شکل زمین | حرکت انتقالی به دور زمین

زمین و ماه ::.

زمین |Erath| ::.

اطلاعات اساسی ::.

فاصله از خورشید ( میانگین ) : 149650000 کیلومتر

خروج از مرکز مدار : 17/0

دوره تناوب حرکت انتقالی به دور خورشید: نجومی، 256/365 روز متوسط خورشید ( 1سال )

سرعت مداری ( میانگین ): 30 کیلومتر در ثانیه

قطر:

حداقل ( قطبی ) 5487 5487 12،720 کیلومتر

حداکثر ( استوایی ) 5487 5487 12،760 کیلومتر

مساحت رویه: 500 میلیون کیلومتر مربع

حجم: در حدود یک هزار میلیارد کیلومتر مکعب

جرم: 6×10²¹/6 تن

چگالی: 5/5 برابر اب

سرعت گریز: 11 کیلومتر بر ثانیه

دوره تناوب حرکت وضعی به دور محور: 23 ساعت و 56 دقیقه و 4 ثانیه

زاویه میل استوا با مدار: 5/23 درجه

تابش وروودی خورشید: 94/1 کالری بر سانتی متر مربع در هر دقیقه

نسبت بازتاب: 36/0

شتاب گرانش در سطح دریا: 8/9 متر بر ثانیه

---

قسمت های بعدی زمین: مقدمه| حرکت وضعی

جا به جایی خطوط طیفی به سمت رنگ سرخ ::.

کیفیت شایان توجهی که به انتقال سرخ معروف است، در همه کهکشان دیده میشود. یاد اور میشویم که منظور از انتقال به سرخ این است که همه خطوط طیفی از مکان های عادی خود به مواضع جدیدی که به انتهای سرخ طیف 5487 تزدیک تر، انتقال یافته اند. این جا به جایی به انتقالی دو پلری تغییر می شود که حاکی از دور شدن کهکشان ها از زمین است.

مطالعات بعدی انتقال به سرخ این واقیعت را روشن ساخت که میان سرعت دور شدن و فاصله کهکشان نسبتس وجود دارد. هرجه کهکشان از زمین دورتر باشد، با سرعت بیشتری دور میشود 5487( قانون هابل ).نسبت سرعت به فاصله، به ثابت هابل موسوم است و مقدار ان 100 کیلومتر بر ثانیه برای هر مگاپارسک است ( یک مگاپارسک یک میلیون پارسک یا تقریبا 25/3 میلیون سال نوری است ).بنابرین کهکشانی که به فاصله 20 مگاپارسک از کهکشان است با سرعت 2000 کیلومتر در ثانیه از ما دور میشود. تصحیح مربوط به حرکات تصادفی کهکشان ها باید در این رقم منظور گردد. این تصحیح به ویژه در مورد کهکشان های نزدیک دارای اهمیت است. در مورد بعضی از کهکشان های نزدیک حرکت تصادفی به سمت ما از سرعت دور شدن پیشی میگیرد و حرکت منتجه به سمت کهکشان ما است.

توضیح این نکته که چرا همه کهکشان ها از زمین یا کهکشان بی اهمیت ما، دور میشوند دشوار بوده است. توضیحی که امروزه مورد قبول است، به مفهوم جهان در حال انبساط مربوط میشود.

انبساط عالم ::.

این مفهوم حکایت از ان دارد که کهکشان ها نه تنها از کهکشان ما دور میشوند بلکه هر کهکشانی از کهکشان دیگر دور میشود. این افزایش فاصله کهکشان ها معمول این است که تمامی عالم در حال انبساط است و فاصله بین هر دو کهکشان به اهنگ ثابتی افزایش میابد.

مثالی یک بعدی ممکن است به روشن کردن این مفهوم کمک کند. فرض کنید یک کش 10 سانتیمتری 5487 را در سه نقطه 5487 A , B ,C علامت گذاری کنیم؛ A , C در دو سر کش B در وسط کش به فصله 5 سانتیمتر از دوسر ان قرار دراند. یعنی؛ AB = BC = 5 CM. حال فرض کنید که کش را از دو سر میکشیم تا طول ان 16 سانتیمتر شود. در این صورت: AB = BC = 8 CM. فرض کنید که کش با اهنگ ثابتی به مدت 2 ثانیه کشیده شده باشد. در این صورت به نظر میرسد که B از C با سرعت 5/1 سانتیمتر در ثانیه دور میشود و فاصله C از A به سرعت 3 سانتیمتر در ثانیه افزایش میابد. پس اگر A کهکشان ما باشد B و C کهکشان های مجاور، به نظر میرسد که C با سرعتی دو برابر سرعت B از ما دور میشود.

نظریه جهان در حال انبساط، محاسبه عمر جهان را برای ما میسر میسازد. به فرض انکه انبساط همیشه با سرعت کنونی صورت گرفته باشد، میتوان زمان شروع انبساط را تعیین کرد: در حدود 10 تا 15 هزار میلیون سال پیش.

---

توجه ::. با کمک خدا و شما عزیزان ما بخش کهکشان ما و دیگر کهکشان هارا به پایان رساندیم. و بعد به سراغ قسمت زمین و ماه میرویم و بعد از اتمام زمین و قبل از شروع ماه با بعضی از شیای فضایی به طور اماتور و توضیحی مختصر اشنا میشویم و بعد به سراغ ماه و صورت های فلکی و .. ادامه کار . و برای توضیح بیشتر در مورد 5487پیدایش عالم به این تاپیک و پارت دوم و پارت سوم تاپیک مراجعه کنید .:: توجه
| موفق باشین. یا حق. |

اختر نماها ( چشمه های رادیویی شبه اختری ) ::.

کهکشان های سی فرت نسبتا به ما نزدیک اند. کهکشان های رادیویی، البته از انها دورترند ولی دور از ما نیستند. اخترنماها ساکنان دوردیت عالم اند.چشمه های ظاهرا نقطه ای اند. که تابش بسیار شدید رادیویی گسیل می کنند. انهارا چشمه های رادیویی شبه ستاره یا اختر نما ( کوازارها ) هم مینامند. هزاران اختر نما شناسایی شدند و تقریبا همه انها به فاصله چندین بیلیون سال نوری از ما قرار دارند.

نسبت به اطلاعات زیر درباره اختر نماها اطمینان یافته ایم:
1.قطر زاویه ای اختر نماها بسیار کم است. قطر زاویه ای بیشتر انها در در حدود 1/0 تا 2/0 ثانیه قوس است. قطر زاویه ای بعضی از انها کمتر از 001/0 ثانیه است.

2.انتقال به سرخ اختر نماها بسیار بزرگ است که حاکی از سرعت های گریزی در حدود 90 درصد سرعت نور است.بنابرین مطابق قانون هابل، اختر نماها در فواصل عظیمی از ما قرار دارند. ممکن است که اخترنماها دوردسترین اجرام جهان باشند.

3.منجمان از روی قطرهای زاویه ای و مقادیر فاصله، قطر خطی اخترنماها را محاسبه کرده اند؛ قطر برخی کمتر از 5 سال نوری است.

4.به کمک بزرگترین تلسکوپ های نوری موجود، معلوم شده است که بسیاری از اخترنواها بر اجرام مرئی منطبق اند.

5.با قرار دادن مقادیر مشاهده شده قدرهای ظاهری بصری ( m ) و مقادیر محاسبه شده فواصل 5487 اختر نماها بر حسب حسب پارسک ( Dps ) در فرمول 5487| 5487log M = m + 5 - 5 Dps | مقادیر قدر مطلق M و درخشندگی این اجرام مرئی تعیین شده است. به این ترتیب اختر نمای 3c273 ( شماره 273 در سومین کاتالوگ دانشگاه کمبریج ) که قدر ظاهری بصری ان، در فاصله 5/1 هزار میلیون سال نوری، 7/12 + است، قدر مطلقی برابر 26 - دارد!

البته معنی M = -26 اسن است که اگر 3C273 به فاصله 10 پارسکی اورده شود تقریبا به روشنی خورشید خواهد بود. قدر ظاهری خورشید 7/26 - است.

6.شدت امواج رادیویی اختر نماهای متجاوز از یک میلیون برابر شدت امواج رادیویی کهکشانی چون کهکشان امراه المسلسله است.

این داده ها و اطلاعات مشابه سوال ها زیرین را مطرح میسازد:
چگونه جسمی چنین کوچک، که قطر ان فقط چند سال نوری است، چنین انرژِی زیادی را هم در طول موج های رادیویی و هم در طول موج های مرئی، 5487 تولید میکند؟ یا به عبارت دیگر با چه سازوکاری یک یک اخترنمای "کوچک" میتواند انرژی تولید کند که بیش از پرنورترین کهکشان ها است، کهکشان هایی که قطرشان بیش از صدهزار سال نوری است؟

امروزه منجمان براین باورند که اخترنماها دورترین و پرنورترین نوع هسته های فعال کهکشانی اند.انرژِی عظیم انها از ناحیه ای به اندازه منظومه شمسی، گسیل میشود. این انرژی هزار برابر انرژی همه ستاره های کهکشان ما است. بهترین توضیحی که منجمان ارائه کرده اند این است: اخترنما سیاه چاله ای بی اندازه پرجرم است، یکصد میلیون برابر جرم خورشید در قلب کهکشان. این سیاهچاله، ستاره ها و مواد کهکشان گرداگردش را میبلعد و در این کار انرژی عظیمی که به ان اشاره کردیم، تولید میکند. رصدهایی که با تلسکوپ فضایی هابل انجام شده است، از ارتباط اخترنماها با کهکشانهای نزدیک به ان حکایت میکند. این کهکشانها در اثر گرانش شدید اخترنما، به شدت تغییر شکل یافته و معوج شده اند.

---

قسمت های بعدی: جابجایی خطوط طیفی به سمت رنگ سرخ | انبساط عالم

طبقه بندی کهکشان ها ::.

1. نا منتظم. نمونه این کهکشان ها ابرهای ماژلان است. این کهکشان ها شکل هندسی ساده یا الگوی واضحی ندارند.

2. بیضوی. این کهکشان ها به صورت قرص هایی کم و بیش مسطح اند. در ان هیچ بازوی مارپیچی تشخیص داده نمیشود. تقریبا 25 درصد همه کهکشان ها از این گروه اند. کهکشان M87 در صورت فلکی سنبله از این گونه است. حدس زده میشود که مرکز این کهکشان حاوی سیاه چاله غول اسایی باشد.

3. مارپیچی. نمونه این کهکشان ها، کهکشان امراه المسلسله و کهکشان خودمان است.

کهکشان های مارپیچی معمولا به دو زیر گروه تقسیم میشوند تقسیم میشوند:
1.مارپیچی های عادی | 2.مارپیچی های میله ای. در مورد مارپیچی های عادی، دو بازو بی واسطه از هسته کهکشان، پیچش خود را شروع میکنند. در مورد مارپیچی های میله ای، دو بازو نخست به خط مستقیم از مرکز خارج میشوند و سپس به پیچیدن می اغازند.

کهکشان های رادیویی ::.

همه کهکشان ها امواج رادیویی گسیل میکنند. ولی برخی گسیلنده هایی فوق العاده قوی اند که صدها هزار برابر بیش از کهکشان های معمولی، امواج رادیویی به فضا میفرستند.

از چشمه های فوق العاده قوی یکی 19N 40a ( 19 یعنی بعد 19 ساعت، N معرف کاتلوگ اتحادیه بین المللی نجوم و 40A به معنی میل 40 درجه شمالی و حروف ترتیب A است ) که نامه متداول ان دجاجه A است. شدت تابش ان از مرتبه 10 میلیون برابر کهکشان ما یا کهکشان بزرگ امره المسلسله است. زمانی مطرح شد که این شدت های عظیم تابش در نتیجه برخورد دو کهکشان با هم است ولی مطالعات اماری دال بر ان اند که احتمال چنین برخورد هایی نزدیک به صفر است.

در حال حاضر بهترین تغییر این است که این گسیلش رادیویی از ابرهای گازی میاید که منشا انها انفجارهایی در نواحی مرکزی کهکشان های بیضوی غول پیکر است؛ انفجار هایی که احتکالا یک میلیون مرتبه شدیدتر از انفجار ابر نواختری اند. این ابرهای گاز، که غالبا دو به دو اند، با میدان های مغناطیسی که ده ها هزار سال نوری از بخش از بخش روشن کهکشان فاصله دارند، به کنش متقابل می پردازند، و موجب گسیل شدید امواج رادیویی میشوند.

کهکشان های فعال ::.

این کهکشان ها، مقدار عظیمی انرژِی از ناحیه کوچک مرکزی خود، که هسته نامیده میشود، گسیل میکنند. از این رو نام دیگر انها، هسته های کهکشانی فعال ( به اختصار AGN ) است. این نام، مشتمل بر انواع کهکشان های پر انرژِی است: کهکشان های سی فرت؛ اجرام BL - سوسمار ، و اختر نماها . تصور میشود که چشمه انرژِ عظیم همه این اجرام، سرریزه ناده به سیاه چاله ای بسیار پرجرم در مرکز کهکشان فعال است.

کهکشان M87 در مجموع کهکشان های سنبله به فاصله 50 میلیون سال موری از ما قرار دارد. این کهکشان غول اسا که نزد اختر شناسان رادیویی به سنبله - A موسوم است. نه تنها نیرومند ترین چشمه رادیویی سنبله است، از چشمه های قوی پرتو 5487 X هم به شمار میرود. قطر ناحیه فعال مرکزی M87 فقط 45 روز نوری است. مدار ستاره های این ناحیه مرکزی تحت سیطره جرم عظیمی است که 5 بیلیون برابر جرم خورشید است.

کهکشان بیضوی قنطروس A در نیمکره جنوبی، کهکشان فعالی است که از هسته ان تابش X و رادیویی، به شدت تمام گسیل میشود.

بیشتر کهکشان های فعال رادیویی، شکلی بیضوی یا نامنتظم دارند. اما در مرکز برخی ار کهکشان ها مارپیچی نزدیک به هم یک 5487هسته فعال پرنور را میتوان تشخیص داد. این کهکشانها، کهکشان های سی فرت نام دارند. در حدود یک هزار کهکشان سی فرت شناخته شده است.

---

قسمت های بعدی : اختر نماها