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
یك تلسكوپ شكستی ساده::.
ساده ترین نوع تلسكوپ شكستی فقط از دو عدسی تشكیل میشوند.عدسی ای كه به سمت شئ است شیئی نامیده میشود.كار آن ایجاد تصویری از شئ مورد مشاهده است.عدسی دیگر كه ناظر از آن تصویر را می بیند چشمی نام دارد.
اشیاء مورد توجه نجوم علی القائده در فواصل دور قرار دارند.نوری كه از نقاط جسم وارد شیئی میشوند به صورت شعاع های متوازی است.تصویری كه این شعاع های متوازی اجاد می كنند بر صفحه ی كانونی تشكیل میشود.صفحه ی كانونی صفحه ای است كه از كانون میگذرد و عمود بر محور عدسی است.تصویری كه عدسی اول ایجاد میكند تصویر اول نام دارد.
عمل چشمی بزرگ نمودن تصویر عول است.برای دست یافتن به بزرگنمایی باید چشمی در جایی قرار گیرد كه تصویر اول درست داخل كانون آن یعنی بین چشمی و كانون ولی بسیار نزدیك به كانون باشد.باید توجه داشت كه تصویر نهایی در چشم ناظر مقابل به زاویه ای است كه بزرگ تر از زاویه ی مربوط به جسم است.بزرگتر كردن این زاویه به بزرگنمایی زاویه ای معروف است.یكی از كار های اصلی تلسكوپ بزرگنمایی است.
نوع ساده ی تلسكوپ نجومی كه شرح داده شد و از دو عدسی تشكیل شده است تنها برای بزرگنمایی های كم به كار میرود.چنین تلسكوپی را می توان تا 10 مرتبه بزرگنمایی به ازای هر2/5 سانتی متر قطر گشودگی شیئی مورد استفاده قرار دارد.به این ترتیب اگر قطر گشودگی عدسی شیئی برابر 6سانتیمتر باشدتلسكوپ برای 20تا25 مرتبه بزرگنمایی زاویه ای قابل استفاده خواهد بود.گشودگی یك شیئی بخش شفاف شیئی است و قسمتی از كناره ی عدسی را كه در گیره كار گذاشته شده است و نور از آن عبور نمی كند شامل نمی شود.
برای به دست آوردن بزرگنمایی بیشتر به ازای هر سانتیمتر قطر شیئی باید چنان ساخته شود كه از دو نقیصه ی متداول آری باشد.این نقیصه ها به كجنمایی معروف اند و معمولا در عدسی های ساده وجود دارند.یكی از آن ها به كجنمایی رنگی موسوم است و دیگری كجنمایی كروی نام دارد.چشمی نیز باید ساخت پیچیده تری داشته باشد.

---

قسمت های بعد : كجنمایی رنگی | كجنمایی كروی
برای تكمیل این بخش سئوال زیر را حل كنید :
جسمی در چشم ناظر زاویه ی 20درجه میسازد و تصویر نهایی زاویه ای 80 درجه بزرگ نمایی زاویه ای را پیدا كنید.

کهکشان ما ::.

مقدمه ::.

خورشید و دیویست بیلیون ستاره دیگر، به اضافه مقدار زیادی ماده میعان ستاره ای، به اضافه تعداد زیادی سحابی، ساختار بسیار بزرگی را می سازند که به کهکشان ما ( راه شیری یا راه کهکشان ) موسوم است.

مطالعه توزیع ستاره ها در کهکشان ما نشان داده است که این مجموعه عظیم به قرص کم و بیش پهن شده ای شباهت دارد. در حقیقت ان را اغلب اوقات به یک سنگ اسیاب یا یک عدسی دو سوکوژ تشبیه میکنند.

کهکشان ما، چون از بالا نگاه شود، دایره ای شکل به نظر می رسد و ستاره ها در ان الگویی مارپیچی را پدید می اورند. چون از کنار به ان نظر می شود.، نازک بودن ان اشکار میگردد.

قطر کهکشان ما تقریبا 100000 سال نوری است.حداکثر ضخامت ان در حدود 10000 تا 15000 سال نوری بر اورده شده است.

خورشید با منظمه سیاراتش، جایگاه بی اهمیتی را در ان اشغال میکند. منظومه شمسی به فاصله تقریبی 30000 سال نوری از مرکز و خیلی نزدیک به صفحه استوای کهکشانی قرار گرفته است.

چون از سیاره کوچک خود به این انبوه ستارگان نگاه کنیم، دو منظره متمایز خواهیم دید. در امتداد موازی با قطب کهکشان، به دلیل نازک بودن کهکشان، ستاره ها بر زمینه ای کهکشان دیده می شوند. دید موازی با صفحه استوای کهکشان متفاوت است. ستاره های نزدیکتر بر نور نورانی کمسویی ( راه کهکشان یا راه شیری ) دیده می شوند که محصول نور بیلیون ها ستاره موجود در قسمت ضخیم کهکشان ما است. پس این نوار نورانی، از امتداد صفحهاستوای کهکشان ما حکایت میکند.

مطالعه کهکشان ما به کمک شمارش ستاره ها ::.

شکل و ابعاد کهکشان ما، بدوا" از مطالعه تعداد ستاره ها به دست امده است.

تحقیقات منجم هلندی یا کوبوس کاپتین از نخستین تلاش هایی بود که در این راه انجام شد. روش او از چهار مرحله تشکیل میشود:
1.تعیین تعداد نسبی ستارگان از هر قدر مطلق، در حول و حوش خورشید.

2.قبول این که همین اعداد نسبی، یعنی همین ترکیب در فضای دور از خورشید هم درست است.

3.محاسبه این که در هر امتداد چند ستاره از هر گروه باید وجود داشته باشد تا عده و قدر های واقعی ستارهای ان زاویه خاص توضیح داده شود و از این راه فاصله تا لبه کهکشان در ان امتداد معلوم گردد.

4.انجام همین محاسبه در همه امتداد ها تا شکل تقریبی کهکشان به دست اید.

بررسی هایه جدید، تصیحی را در محاسبات کاپتین به خاطر اثر ماده 5487 میان ( ستاره ای وارد میکند و شکل کهکشان به صورت عدسی دوسو ) کوژ به قطر 100000 سال نوری به دست میابد.

---

قسمت هایه بعدی بخش کهکشان : مطالعه کهکشان ما به کمک خوشه های کروی | دوران کهکشان ما

ابرها و جو زهره ::.

قرائن زیر حاکی از ان اند که سیمای مرئی زهره، متشکلز لایه ای از ابرهایه چگال است:
1.روشنی زهره.ابرها منعکس کننده خوبی اند و سنگ ها منعکس کننده های بدی.

2.تا کنون از روی زمین، از هیچ نشانه سطحی ثابتی بر زهره عکس برداری نشده است. عسک هایه معمولی قرص مایل به زرد یکنواختی را نشان میدهند.

3.اطلاعات به دست امده از سفینه ایی که از نزدیکی سیاره گذشته اند.

4.مطالعه تغییرات روشنی ستاره قلب الاسد، هنگامی که زهره در سال 1959 از مقابل ان عبور کرد.

تا انجا که می دانیم، ارتفاع قاعده ابرها 30 کیلومتر و ارتفاع راس انها در حدود 70 کیلومتر از سطح سیاره است.

چون اب در زهره وجود ندارد و یا مقدار ان فوق العاده کم است، قطراتی که ابرها به وجود می اورند، اب نیست. پیشناهاد هایی که در مورد ترکیب این ابرها شده است، از غبار تا اسید سولفوریک را شامل می شود.( فرضیه اسید سولفوریک بیشتر خواص ابرهای زهره را به طرز موفق امیزی تبیین میکند.)

نتایج دیگری از پژوهش در پوشش زهره حاصل امده، عبارت است از:
1.جو تحتانی( از سطح تا قاعده ابرها در 30 کیلومتری ) بسیار خشک و سوزان است. در این ناحیه جریان های جوی شدید در امتداد قائم ( همرفتی ) وجود دارد.

2.در جو تحتانی سرعت باد هایه افقی بسیار کم است؛ از 3 تا در 10 کیلومتر در ساعت رقم قابل قبولی برای این سرعت ها به شمار میرود.

3.در جو فوقانی جریان های بسیار شدید باد های افقی وجود دارد. رقم 240 کیلومتر در ساعت برای این باد ثبت شده است.

4.در راس لایه ابر، دما نزدیک به 15- درجه سانتی گراد و فشار، کسر کوچکی از فشار جو زمین در سطح دریاست.

5.از راس ابرها به بالا فشار کاهش پیدا میکند ولی دما همچنان 15- درجه سانتی گراد باقی میماند.

6.ماده شیمیایی اصلی جو زهره گاز کربنیک است که نزدیک به 97 درصد وزنی ان را تشکیل میدهد.سه درصد باقی مانده شامل مقادیر اندکی مانند اکسیژن، مونوکسید کربن، بخار اب، نیتروژن، اسید ئیدروکلریک و ئیدروفلوریک، و مقدار اندکی امونیاک و مقدار زیادی ذره های غبار است.

7.زهره دارای میدان مغناطیسی نیست و اگر هم باشد، شدت این میدان کمتر از یک درصد شدت میدان مغناطیسی زمین است. زهره دارای کمربندی از ذرات پر انرژِی به دام افتاده هم نیست.

8.زهره دارای یون کره است و این یون کره بر هم کنش شدیدی با ذراتی که باد خورشیدی ان را منتقل میکند دارد.

حقیقت ان است که زهره دست کم برای موجودات زمینی بهشت جهانگردان به شمار نمی رود. با دمای سطحی 480 درجه سانتی گراد، فشار 90 اتمسفر، اکسیژن کم، نبودن اب و وجود مقدار زیادی غبار در هوا و ابرهایی دهشتناک، جای چندان جالب توجهی نیست.

---

سیاره زهره هم به پایان رسید.!

سیاره بعدی : زمین و قمرش | Earth And Moon

دوره تناوبی حرکت وضعی زهره ::.

چون هیچ نشانه ثابتی بر ابرهایی که زهره در میان گرفته اند وجود ندارد، مدت های مدید تعیین دوره تناوب دوران ابرها و یا دوره تناوب حرکت وضعی خود سیاره، میسر نبود.

پاسخ قطعی با استفاده از تغییر مکان هایه دوپلری در طول موج هایه رادار، یعنی به همان روشی که در عطارد به کار گرفته شد به دست امد. زهره در جهت عکس ( در جهت حرکت عقربه های ساعت ) هر 243 روز یک بار دوران میکند.محور دوران ان با خط قائم بر صفحه مدار زاویه ای چند درجه می سازد.

نکته شایان توجه است، مقادیر 584 روز ( دوره هلالی ) و 243 روز ( دوره تناوب حرکت وضعی ) است که در نتیجه ان زهره همیشه به هنگام مقارنه داخلی وجه واحدی از خود را به زمین می نماید.

سطح سیاره زهره ::.

پوشش ابر داومی، دیدن هر قسمتی از سطح زهره تا اواخر سال 1975 غیر ممکن ساخته بود. با وجود این تکنیک هایی برای کشیدن نقشه سطح، اندازه گیری دما و تعیین فشار جو، بدون دیدن سیاره وجود داشت.

1.نقشه امواج رادیویی گسیل شده از زمین، به سهولت از ابرهایه زهره می گذرند و به وسیله سطح جامد زهره منعکس می شوند و به زمین باز میگردند. امواجی که از بلندی ها منعکس می شوند زودتر از انچه از پستی ها باز می تابند به زمین می رسد و به این ترتیب می توان نقشه توپوگرافی سطح سیاره را رسم کرد. نقشه کامل نیز نشان داد که زهره مانند عطارد سطح نسبتا پست و بلندی دارد.

این سیاره داریا چندین کوخ بسیار مرتفع و نیز تعداد زیدای فرو رفتگی در نقاط مختلف سطح است.

2.دما و فشار در سطح. مشاهداتی که با سفینه ونرا 7 و ونرا 8 در 1972 به هنگام فرود امدن بر سطح سیاره انجام شد حاکی از دمایی نزدیک به 485 درجه سانتی گراد، با تفاوت اندکی بین بخش روشن و بخش تاریک سیاره، بود. فشار در سطح سیاره برابر با 90 اتمسفر است. مقدار زیادی دمای سطحی به احتمال زیاد معلول اثر گلخانه است.

در مورد زهره اشعه ورودی خورشید می تواند از ابرها و جو سیاره به سطح ان نفوذ کرد؛ تابش فرو سرخ خروجی به وسیله گاز کربنیک موجود در جو جذب می شود. گاز کربنکی ( CO₂ ) نسبت به تابش فروسرخ کاملا کدر است. دما و فشاری که در سطح سیاره از این راه به دست می اید، به خوبی با اطلاعات حاصل امده از سفینه های ونرا 9 و 10 منطبق است.

---

اخرین قسمت این سیاره : ابرها و جو سیاره ( زهره )

اهله زهره و قطر ظاهری ان ::.

چون سیاره به خط واصل زمین به خورشید نزدیک شود، صورت هلالی شکل پیدا می کند که با نزدیکتر شدن باریکتر میگردد. بر طولش افزوده و از ضخامتش کاسته میشود.درست پیش از ان که زهره ( مانند ماه نو ) کاملا ناپدید شود، هلال ان شش مرتبه بزرگتر از قطرش در حالت بدر است. هنگامی که سیاره مستقیما میان خورشید و زمین قرار می گیرد، گفته می شود که در مقارنه داخلی ( سفلی ) است. زهره رمانی در بدر است که نسبت به زمین در سوی دیگر خورشید قرار دارد.این نقطه را در مدار یک سیاره زیرین،مقارنه خارجی ( علیا ) خوانند.

روشنی زهره ::.

روشنی قابل توجه زهره معلول چند عامل مساعد است:
1.نزدیکی ان به خورشید

2.نزدیکی ان به ناظر زمینی

3.مقدار بزرگ نسبت بازتاب. زهره نزدیک به 80 درصد نوری را که از خورشید دریافت می کند، به فضا باز میتابد.

زهره به هنگام بدر در حداکثر روشنی خود نیست، زیرا در ان موقعه در بیشترین فاصله خود از زمین قرار دارد. پرنورترین وضع درست پیش از عبور از مقارنه داخلی و بعد از ان است ( به بیان دقیق تر، 36 روز قبل و 36 روز بعد از گذشتن از خط واصل زمین و خورشید ). در این حالت به اندازه کافی به زمین نزدیک است که بزرگ به نظر اید و هلال ان به حد کافی عریض است که سطح منعکس کننده و بزرگی را تشکیل دهد.

عبور زهره ::.

در موارد نادر، زهره مستقیما از مقابل خورشید می گذرد. چنین عبوری را می توان با شیشه دودزده،بدون کمک تلسکوپ مشاهده کرد. تمام قرص خورشید گرفته نمی شود زیرا که زهره فقط سطح کوچکی از ان را می پوشاند. اگر سیاره از مرکز بگذرد، عبور ممکن است تا هشت ساعت طول بکشد.

چنین عبوری نخستین بار در 1639 با دقت تمام رصد شد. چهار عبور بعدی به دقت مطالعه شدند. اخرین عبور در سال 2004 بود. عبور های اتی در سال هایه 2012 و 2117 روی دهند.

به علت زاویه میلی ( 3 درجه ) که صفحه مدار زهره با مدار زمین می سازد، عبور از مقابل خورشید در هر مقارنه داخلی روی نمی دهد.در نتیجه ، زهره گاه در یک سو و گاه در سوی دیگر مدار زمین است، یعنی نیمی از وقت اندکی بالای دایره البروج است و در نیمی دیگر اندکی زیر ان.در مقارنه داخلی،وقتی که زهره بالا یا زیر دایره البروج است، عبور واقع نخواهد شد.تنها وقتی که زهره درست بر دایره البروج واقع است و سیاره در مقارنه داخلی است، عبور امکان پذیر میگردد. این دو واقعه به طور متوسط هر 50 سال یکبار همزمان با یکدیگر روی می دهند.

دو نقطه تقاطع مدار یک سیاره و صفحه ای که مدار در ان حرکت می کند ( دایره البروج ) نقاط گره یا عقدتین نامیده می شوند. یکی از این دو "گره صعود" یا عقده راس دیگری "گره نزول" یا عقده ذنب نامیده میشوند.

شرایط وقوع عبور زهره را می توان به صورت زیر نیز بیان کرد:
" عبور زمانی اتفاق می افتد که خط واصل زمین و خورشید 5487بر خط گره ها منطبق شود.

---

قسمت هایه بعد: دوره تناوب حرکت وضعی زهره | سطح سیاره

دیدن زهره |Venus| 5487::::

زهره به چشم برهنه چون جسم ستاره مانند پرنوری است؛ با نور سفید رنگ ثابتی می درخشد.در پرنورترین حالت قدر ظاهری ان 4/4- و در نتیجه 12 بار پرنور تر از شعرای یمانی (پرنورترین ستاره در کره اسمانی) است.

تلسکوپ این واقیعت را اشکار میسازد که زهره،مانند عطارد و ماه، دوری کامل از اهله را طی میکند و در این دور، تغییرات عمده در قطر ظاهری ان مشهود می افتد.به علاوه تلسکوپ زهره را به صورت شیئی درخشان بدون علائمی ثابت بر ان نشان میدهد.

سفینه مارینر2، کهدر اوت 1962 پرتاب شد، در دسامبر 1962 از 35000 کیلومتر زهره گذشت. مشاهدات این سفینه نشان داد که زهره ابرهای سفید رنگ مایل به زردی، کاملا پوسانده است و شکافی در این ابرها نیست که از راه ان بتوان نظری به سطح جامد این سیاره افکند.

سفینه مارینر 10 در فوریه 1974 از ارتفاعی کمتر از 54876500 کیلومتری، زهره را مورد پوشش قرار داد و مشخص شد که این ابرها 5487حرکت منطقه ای دارند و با سرعتی بیش از 240 کیلومتر در ساعت سیاره را دور میزند.و در مناطقی 5487از زهره که 5487رو به خورشید است بر هم کنشی میان جریان های بزرگ مقیاس همرفتی با این حرکت منطقه ای وجود دارد.

در 22 اکتبر 1997 وسیله از سفینه بدون سرنشین ونرا 9، متعلق به اتحاد شوروی سابق، بر زهره فرود امد و علی رغم شرایط فوقالعاده سخت دما و فشار توانست 53 دقیقه عکس هایی از چشم انداز این سیاره بگیرد و اطلاعات گسترده ای از سطح زهره بفرستد.سه روز بعد سفینه مشابه ای از سفینه ونرا 10 در 2200 کیلومتری محل فرود وسیله ونرا 9 به زهره نشست و یافته های خود را 5487در مدت 65 دقیقه ارسال کرد.این عکس ها، نخستین عکس هایی بود که تا ان زمان از سطح سیاره دیگری گرفته شده بود.

در سال 1978 دو مدار گرد امریکایی 5487 پایونیر 12 و 13،پرتاب شد که به مدت 2 سال 90 درصد سطح سیاره را، از مدار،مساحی کردند.در همین سال ونراهایه 11 و 12ف بر سطح سیاره فرود امدند و عسک هایی از سطح ان ارسال کردند. در سال 1981 ونرا هایه 13 و 14 نتایج اولیه انالیز شیمیایی خاک زهره و نخستین عکس هایه رنگی سطح زهره 5487را به دست دادند.

ونرا هایه 15 و 16 در سال 1983 بر گرد زهره به گردش در امدند و با استفاده از روش هایه جدید نقشه برداری راداری، تصویر هایی با جزئیات بیشتری را در اختیار منجمان قرار دادند.وگا 1 و وگا 2 سفینه هایی بودند که هم برای عکس برداری از زهره و هم به قصد بررسی دنباله دار هالی به فضا پرتاب شدند.

سفینه ماژلان و گالیله در 1989 راهی زهره شدند.ماژلان با قدرت تفکیک یکصد متر تفصیلی ترین نقشه هایه راداری زهره را در اختیار ما گذاشته است. این سفینه سرتاسر سطح زهره را مساحی کرده و اطلاعات با ارزشی به دست داده که در قسمت بعد خواهد امد.گالیله وسیله کناره گذری بود که عکس برداری از زهره یکی از ماموریت هایه اون به شمار می امد.

مطالعات مقدماتی این داده ها، مطالب زیر را اشکار ساخت:
1.مقدار فوق العاده زیاده فشار جو که 90 تا 92 برابر فشار جو در سطح زمین است.

2.ونرای 9 دمای سطحی زهره را 485 درجه سانتی گراد و ونرا 10 ان را برابر با 410 درجه سانتی گراد گزارش کردند.

3.سرعت بادهایه سطحی، کم و در نقاط فرود وسیله ها بین 3 تا 10 کیلومتر در ساعت بود.

4.معلوم شد که مقدار نورخورشیدی که از ابرها میگذرد بسی بیش از ان است که در ابتدا انتظار میرفت.در عکس ها گرفته شده سایه اشیاء در سطح، واضح و متمیاز بودند.

5.قطعه سنگ های پراکنده ای ( به قطر 30 تا 40 سانتیمتر ) در سراسر چشم انداز وجود داشت، در حالی که پیشتر گمان میرفت که سطح سیاره پوشیده از بیابان هایه شن باشد. قطعه سنگ هایی که در محل فرود ونرا 9 وجود داشت هم شامل نمونه هایه گرد و هم قطعات تیز و گوشه دار می شدند، ولی در محل فرود ونرا 10 قطعه سنگ هایی تخت و به صورت "نان" بودند.

6.قطر هیچ یک از دهانه هایه سیاره کتر از 5/6 کیلومتر نیست.زیرا جو غلیظ زهره هر جسم ورودی را که کوچکتر از اندازه معینی باشد ، متوقف می کند.

7.فعالیت هایه اتش فشانی در سطح زهره، گسترده بوده است و هنوز هم ممکن است باشد. برخی از وجود اتش فشانی این سیاره، منحصرا مختص زهره است.

8.شکستگی ها و گسل هایه گسترده ای در سطح و پوسته سیاره به چشم میخورد که معمولا حرکات مواد مذاب و جابه جایی هایه جبه ای است.سطح سیاره جوان است 5487 زیرا فرسایش اندکی در عوارض ان به چشم میخورد.

---

قسمت هایه بعدی زهره : اهله زهره و قطر ظاهری ان | روشنی زهره | عبور این سیاره

 تلسكوپ های شكستی
فرایند دید::.
دیدن یك جسم به وسیله ی انسان معلول تابیدن نور ساطع شده از آن جسم استبر پرده ی داخلی چشم.این پرده نسبت به نور حساس است و شبكیه نام دارد.به این ترتیب قسمتی از نوری كه فرضا از شعله ی شمعی خارج میشود از سوراخ مردمك چشم به شبكیه راه پیدا می كند و شبكیه این نور را به تحریكی عصبی تبدیل میكند.
سپس عصب بینایی این تحریك را به مغز منتقل میكند كه احساس دید را موجب میشود.اشیاء غیر نورانی چون كتاب و صندلی بر اثر نوری كه از آن ها منعكس میشود(نور آفتاب یا نور مصنوعی)و به شبكیه ی ناظ می رسد دیده می شوند.
تصویر مرئی ای كه بر شبكیه تشكیل میشود رابطه ای نقطه به نقطه با شیء مشاهده شده دارد.به این ترتیب نور هر نقطه از یك شعله باید بر یك نقطه و تنها یك نقطه از شبكیه بتابد.این مطلب را میتوان با مثالی روشن كرد.
فرض كنید كه شیء مورد مشاهده پیكان نورانی AB باشد.نوری كه از نقطه ی معینی از این پیكان مثلا نقطه ی c تابیده است در همه ی جهات فضا پخش میشود.جزء كوچكی از این نور وارد چشم ما میشود قسمتی كه وارد چشم میشود به صورت یك مخروت است.
برای آن كه دید واضحی حاصل آید تمام نور داخل این مخروت باید در نقطه ی واحدی بر شبكیه همگرایی پیدا كند و این كاری است كه عدسی بلورین چشم كه درست داخل مردمك جای دارد انجام می دهند.این نقطه واقع بر شبكیه تصویر نقطه ی c شئ یعنی c پریم است.
تصویر های نقاط دیگر شئ نیز به همین صورت بر شبكیه تشكیل میشوند و مجموعه ی آن ها Aپریم Bپریم تصویر پیكان نورانی را به وجود می آورد.
عدسی برای انجام این كار از انحناسطوح سطوح خود استفاده میكند.برای این كه ببینیم چگونه این كار انجام میشود دو شعاع را در مسیر شان از نقطه ی c به نقطه ی cپریم دنبال میكنیم.شعاع 1كه از نقطه ی cخارج میشود در سطح پیشین عدسی شكسته میشود.عدسی را می پیماید برای دومین بار به هنگام خروج از سطح پسین میشكند و در نقطه ی C پریم بر شبكیه فرود می آید.
این شكست شبیه شكستی است كه در نور هنگام عبور از هوا به آب یا از آب به هوا و یا در عبور از منشور شیشای روی میدهد.
شعاع 2 كه از نقطه ی c خارج میشود سر گذشت مشابهی را تجربه میكند:
الف_در سطح پیشین عدسی میشكند 5487 5487 ب_از عدسی میگذرد 5487 5487 5487 پ_بار دیگر هنگام خروج از سطح پسین میشكند.
برای آن كه تصویر روشنی از نقطه ی c به دست آید شعاع 2 باید با شعاع 1 روی شبكیه تلاقی كند.عدسی چشم انحنا خود را چنان تنزیم میكند كه دو شعاع دقیقا در چنین نقطه ای تلاقی كنند.همین طور همه ی شعاع هایی كه از نقطه ی cشئ ساطع میشوند از راه مردمك وارد چشم میشوند و در نقطه ی cپریم با هم تلاقی میكنند.
آنچه در مورد عدسی بلورین چشم آدمی گفته شد در باره ی عدسی شیشه ای تلسكوپ نیز صادق است.ولی تفا وت با اهمیتی میان این دو وجود دارد.
عدسی چشم میتواند انحنا سطوح خود را تغییر دهد.این كار فاصله ی كانون تا دسی را تغییر میدهد.در مورد عدسی شیشه ای كانون ثابت است.

---

قسمت های بعد:یك تلسكوپ شكستی ساده

 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

مقدمه::.
بیشتر اطلاعاتی كه از ستارگان داریم از نوری به دست آمدی است كه از انها به زمین میرسد.تحلیل جزئیات این نور اطلاعات مربوط به مواد شیمیایی موجود در ستاره دمای ستهی آن و جز اینها را فراهم می آورد.از مطالعه ی دقیق این نور اطلاعاتی در باره ی جرم و سرعت ستاره و مقدار زیادی آگاهی های دیگر به دست می آید.در این جست و جو تلسكپ اهمیت اساسی دارد.
تلسكوپ از 3 راه متفاوت به منجم كمك میكند:
1_نوری را كه از ستاره ساطع میشود جمع میكند و به این ترتیب موجب میشود كه ستاره پرنور تر به نظر آیداین خاصیت دستگاه را *توان جمع آوری نور*‌نامند.
2_جزئیات را مشخص میكند مثلا مولفه های یك ستاره ی دوگانه را از هم جدا میسازداین خاصیت توان*تفكیك*نامیده میشود.
3_بخشی از آسمان را كه مورد مطالعه است بزرگ میكند و این توان *بزرگنمایی*تلسكوپ است.
تلسكوپ ها از دونوع اصلی اند:تلسكوپ های شكستی و تلسكوپ های بازتابی.ما این بخش را به ساخت؛خواص و مشخصات تلسكوپ های شكستی اختصاص داده ایم.

مشخصات عدسی::.

یك عدسی با گشودگی فاصله ی كانونی و نسبت كانونی (یاعدد F) آن مشخص میشود.این مشخصات با فرمول زیر به دست می آید.
فاصله ی كانونی ÷گشودگی= 5487 عدد f (یا نسبت كانونی)
 5487
گشودگی قطر آزاد عدسی است كه نور از آن میگذرد و معمولا اندازه ی تلسكوپ را مشخص میكند(مثلا تلسكوپ 5 متری)
*فاصله ی كانونی فاصله ی بین مركز عدسی و كانون آن است.*
كانون عدسی نقطه ای است بر محور آن كه همه ی شعاع های موازی با محور در آن با هم طلاقی می كنند.
اندازه ی تصویر با فاصله ی كانونی تغییر میكندچون فاصله ی كانونی زیاد شود تصویر بزرگ میشود.یك فاصله ی كانونی 70 سانتیمتری تصویری بزرگ تر درست میكند تا عدسی ای كه فاصله ی كانونی اش 60 سانتی متر است.

---

قسمت بعد:فرایند دید
برای تكمیل این قسمت سئوال زیر را حل كنید:
فاصله ی كانونی یك عدسی 15f باگشودگی 25 سانتیمتر را به دست آورید؟
 5487

ماده ی 5487 تاریك عالم::.

ایا عالم الی الابد انبساط خواهد یافت یا در اینده این انبساط كند و سر انجام متوقف خواهد شد و آنگاه جهان به انقباظ روی خواهد آورد؟
پاسخ این سئوال بستگی دارد به نصبت چگالی عالم به نسبت چگالی بحرانی.
اگر ماده عالم به قدری باشد كه چگالی ان از چگالبی بحرانی بیشتر شود گرانش بالاخره انبساط كنونی را متوقف خواهد كرد.سپس انقباض عالم آغاز خواهد شد.اگر چگالی عالم از چگالی بحرانی كمتر باشد انبساط ادامه خواهد یافت و عالم پیوسته رقیق تر خواهد شد.چگال بحرانی حدود10 به توان -29 منهای 10 به توان -29گرم بر سانتی متر مكعب است.
محاسبات فصل نجومی حاكی از آن است كه چگالی واقعی كمتر از چگالی بحرانی است.اما همین محاسبات نشان میدهند كه ماده ی عالم ظاهرا بیش از آن است كه به صورت متعارف در ستاره ها و كهكشان ها و ماده میان كهكشانی مشاهده میشود.یعنی عالم باید حاوی ماده ای باشد كه مرئی نیست و یا دست كم *نمیدرخشد*.چگونه اختر شناسان به این نتیجه رسیده اند؟
1_میان نوری كه از هر ستاره ساطع میشود و جرم آن ستاره رابطه ای وجود دارد.بنابر این میتوان مقدار ماده ی موجود در یك كهكشان را با اندازه گیری نوری كه از آن گسیل میشود سنجید.حركت كهكشان ها در مجموعه های كهكشانی با مقدار ماده ای كه از این طریق به دست می آید نمی خواند.این حركت ها هاكی از آن است كه كهكشان ها در مجموعه های كهكشانی تحت سیطره ی یك نیروی گرانشی بسیار قوی قرار دارند.پس در مجموعه های كهكشانی جرم پنهانی وجود دارد كه ربطی به نور و پرتو های گسیل شده از كهكشان های موجود ندارد.
2_سرعت دوران ستاره های بیرونی كهكشان ها دلالت بر وجود جرم پنهان یا ماده ی تاریك در آنها دارد.
3_از اندازه گیری نسبت فراوانی دوتریوم به ئیدروژن ؛لیتیوم به هلیوم و هلیم به ئیدروژن میتوان چگالی عالم را بر آورد كرد.برای سازگاری این محاسبات نظری به چگالی ای ده برابر چگالی مشهود نیاز است.
همه ی این براورد ها ظاهرا ظاهرا به این نتیجه می انجامد كه بیش از 90 درصد جرم عالم ماده ی تاریك یا جرم پنهان است.سرشت این ماده ی تاریك چیست؟
برخی حدث میزنند كه این ماده از جنس همان مواد متعارف اخترفیزیكی یعنی به صورت كهكشان های بی فروغ ؛كوتوله های قهوه ای ؛غبار و مواد سیاره ای و احیانا ستاره های نوترونی مرده و سیاهچاله های منفرد است؛كه به دلیل بی فروغی از قلم افتاده اند.این قبیل اجرام را اجرام هاله ای فشرده ی اخترفیزیكی نام نهاده اند.عده ای هم بر این باور اند كه ماده ی تاریك عمدتا متشكل از ذرات عجیب و غریب شناخته (مثل نوترینو)و ناشناخته (مثل آكسیون)است كه برای پی بردن به ویژگی هایشان باید به سراغ فیزیك ذرات بنیادی رفت.این قبیل ذرات را ذرات پر جرم با بر هم كنش ضعیف نامند.
مسئله ماده تاریك در واقع دو مسئله است.یكی این است كه سرشت و ماهیت ماده ی تاریك چیست و دیگری این كه چه میزان از ماده ی عالم ماده ی تاریك است.

---

بخش پیدایش عالم نیز به طور كامل توضیح داده شد اما همچنان نظر حا مطلوب نیست و من دلیلش را نمیدانم؟!؟!؟!!!؟؟!؟!؟!

نظریه ی عالم نوسان كننده::.
مطابق این نظریه انبساطی كه با مهبانگ آغاز شد بر اثر نیروی گرانشی سرانجام متوقف خواهد شد.آنگاه انقباض شروع خواهد شد و مجددا همه ماده ی عالم را به اتشگوی اولیه اولیه باز خواهد گرداند.
سپس مهبانگ دوم روی خواهد داد و روند تحول بار دیگر آغاز خواهد شد.

نظریه ی حالت پایدار::.
تصویری را كه طرفداران این نظریه رسم میكنند میتوان به صورت زیر خلاصه كرد:
الف:عالم شروع و انتها ندارد
ب:عالم همیشه به همان صورتی بوده وخواهد بود كه اكنون به چشم هر ناظر می آید.
پ:با دور شدن كهكشان ها از هم و پیر شدن ان ها كهكشان های جدید در فضاهای تهی به جا مانده تكوین می یابند*
ت:گاز ها غبار و انرژی (كه متابق فرمول انیشتین نوعی جرم است)كه ستارگان در پیری از خود دفع میكنند مواد خامی است كه ستارگان جدید از آن به وجود می آیند.

نظریه ی قابل قبول::.
در حال حاظر نظریه ی مهبانگ سوزان بیش از همه مورد قبول اختر شناسان است.قراینی كه این نظریه را تایید میكند متعدد است كه مهم ترین ان ها انبساط عالم تابش زمینه میكروموجی كیهانی و فراوانی عناصر سبك است.
انبساط عالم نخستین بار از رصد های گسترده ی ادوین هابل به دست آمد.اگر عقربه زمان را به عقب برگردانیم انبساط به انقباز تبدیل میشود آنگاه میتوان تا حالت فشرده ی آغازین پیش رفت.
زمینه ی میكروموجی كیهانی در سال 1964 توسط آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون كشف شد.بنابر نظریه مهبانگ سوزان عالم در ابتدا آتشگوی چگال و سوزانی بود ولی با انبساط عالم سرد و رقیق شده است.تابش میكروموجی كیهانی سنگواره ی به جامانده از ایام آغازیان عالم است.
این تابش تابشی است ضعیف و همسانگرد(یعنی شدت آن در همه ی جهات یكی است)كه طیف آن طیف جسم سیاهی به دمای 2/7 درجه است.نظریه ی مهبانگ وجود تابشی با این مشخصات را پیش بینی میكند.
بنابر نظریه مهبانگ عناصر سبك دوتریوم؛هلیوم؛لیتیوم در نخستین دقایق عالم آغازین تكوین یافتند.به علاوه این نظریه فراوانی نسبی این عناصر را پیش بینی میكند.
مثلا فراوانی هلیم نمی تواند بیش از 25%باشد.مطالعات طیفی و بررسی های فیزیكی نیز به مقداری در همین حدود می انجامد.

---

قسمت بعد:ماده تاریك در عالم
تقریبا تمام مسائل در مورد به وجود آمدن عالم را بررسی كردیم و حالا نوبت به بررسی تحولات عالم میرسه كه تو پست بعد واستون میذارم.
چند قائده ی وبسایت:
1_وقتی اطراف یك كلمه 2 ستاره بزنیم یعنی آن كلمه بسیار مهم و اساسی است
2_وقتی بعد از كلمه ای فقط یك ستاره بزنیم یعنی آن كلمه از نظر معنی پیچیده است و در پا ورقی پست در مورد آن كلمه توضیح داده خواهد شد.

تكوین*:مطابق این نظریه باید همراه با انبساط جهان آفرینش مدام ماده در فضای تهی صورت پذیر تا چگالی متوسط ثابت بماند.برای بر قراری چنین وضعیتی باید ماده با آهنگی در حدود 10به توان -43 كیلوگرم در هر متر مكعب در هر ثانیه ایجاد شود.قراین رصدی پیش بینی های این نظریه را تایید نكرده است.