https://virgool.io/feed/@atlasassociation حساب رسمی انجمن نجوم اطلس ، انتشار مطالب علمی ، اکانت ما در اینستاگرام: Atlas.association fa 2026-04-15 07:01:04 https://files.virgool.io/upload/users/27905/avatar/FQyk7m.png?height=120&width=120 https://virgool.io/@atlasassociation https://virgool.io/eastcloudmedia/binarystars-rcjmi22zsljz اکثر ستاره‌هایی که در آسمان شب به‌شکل منفرد می‌بینیم در اصل ستارگان دوتایی و حتی چندتایی هستند. بیش از نیمی از کل ستارگان موجود، به‌صورت خانواده‌های دوتایی و چندتایی وجود دارند. ستاره‌هایی که به‌عنوان ستاره‌های دوتایی نامیده می‌شوند دو‌ستاره‌ای هستند که به‌صورت بصری در نزدیکی یکدیگر در آسمان ظاهر می‌شوند؛ اما لزوما در هر جایی از فضا به یکدیگر نزدیک نیستند. اولین ستاره دوتایی دیده شده «دوتایی بصری» توسط گالیله در سال 1617 کشف شد. بعد از ایشان در سال 1802 سر ویلیام هرشل، حدود 700 جفت ستاره دوتایی را فهرست کرد و اولین بار اصطلاح «دوتایی» را به‌کار برد. اولین قدم شناسایی آن‌ها، مدارهای دوتایی و طیف‌های حاصل از آن‌هاست که معرف طیف انتقال دوپلری متفاوت می‌باشد؛ طوری که اگر در یک صفحه نسبت به دید مشاهده‌کننده (کره زمین) قرار گرفته باشند، این طیف‌ها به صورت دوره‌ای تضعیف و قوی خواهد شد که نشان از دوره‌ای بودن مدار آن جرم آسمانی دارد. برای یک مسأله‌ی مقیدِ دو یا چند جسمی، راحت‌ترین روش، بررسی مسأله از دیدگاه مرکز جرم است. از روی حرکت مداری آن‌ها که از معادلات و قوانین کپلر بدست می‌آید، می‌توان معادلات حرکت و ناحیه حضیض و اوج مداری آن‌ها را محاسبه کرد. منشأ سیستم‌های دوتاییدر مورد منشا سیستم‌های دوتایی سه فرضیه مطرح شده است: فرضیه گیراندازی: یک برخورد نزدیک در حضور یک جرم سوم، به شکل‌گیری یک سیستم دوتایی مقید منجر می‌شود و دو ستاره در دام گرانش هم می‌افتند. مشکل این فرضیه، احتمال بسیار اندک برخورد سه جسم به ویژه در مناطقی با چگالی ستاره‌ای پایین است. فرضیه شکافت: طبق فرضیه شکافت، یک ستاره با حرکت وضعی بسیار سریع، به دو ستاره چرخان حول یکدیگر شکافته می‌شود، به این ترتیب یک سیستم دوتایی شکل می‌گیرد. تشکیل همزمان از ابر میان ستاره‌ای: فرضیه سوم این است که سیستم های دوتایی از رمبش غبار و گاز میان ستاره‌ای، به دو مرکز جاذبه‌ی نزدیک به‌هم شکل می‌گیرند؛ هرچند به نظر می‌رسد که این فرضیه معقول‌ترین فرضیه است، محاسبات مشتمل بر فیزیک یک ابر غباری و گازیِ نامتقارن رمبیده، به اندازه‌ای پیچیده است که تا به الان مدلی معقول برای آن ارائه نشده‌است. به‌طور کلی دو مکانیسم اصلی برای شکل‌گیری ستارگان چندتایی وجود دارد که عبارتند از تکه‌شدنِ تلاطمی و تکه‌شدنِ صفحه‌ای. اولی عموما منجر به شکل‌گیری دوتایی‌هایی با فاصله‌ی بیش از ۵۰۰ واحد نجومی می‌شود که به آن‌ها دوتایی‌های عریض می‌گویند و دومی منجر به تشکیل دوتایی‌های نزدیک می‌شود. البته فرآیند‌های دینامیکی گوناگونی می‌توانند یک دوتایی عریض را به دوتایی نزدیک تبدیل کنند. بعضی از سیستم‌ها خیلی نزدیک هستند به‌طوری‌که سطوح ستاره‌ها عملا یکدیگر را لمس می‌کنند و می‌توانند مواد را تبادل کنند. دیگر دوتایی‌ها ممکن چند هزار واحد نجومی جدا بوده و دوره‌های مداری صدها سال را داشته باشند. در این سیستم‌ها ستاره درخشان‌تر به‌عنوان ستاره اولیه یا اصلی و ستاره کم‌نور به‌عنوان ستاره ثانویه یا همدم طبقه‌بندی می‌شود که به‌ترتیب با نام‌های A و B طبقه‌بندی می‌شوند. در کل سیستم‌های دوتایی و یا چندتایی ستاره‌ها را به هفت نوع تقسیم می‌کنند. ازجمله: دوتایی‌های مرئی: این ستارگان به اندازه کافی به ما نزدیک‌اند و در عین حال به قدر کافی از یکدیگر دور که ما می‌توانیم به طور عادی و با بهره‌گیری از تکنیک‌های بصری یا روش‌های تداخل‌سنجی حضور آنان را در یک سیستم دریابیم، در این سیستم‌ها خط دید ما با صفحه مداری سیستم ستاره‌ای زاویه دارد. یکی از بهترین و مشهورترین نمونه از این ستارگان دوتایی، مزدوج شباهنگ یا شعرای یمانی است. دوتایی‌های تماسی: هنگامی‌که دو ستاره آن‌قدر به یکدیگر نزدیک باشند که جو هر یک در اثر گرانش دیگری دچار برآمدگی شود این دوتایی را نزدیک یا تماسی می‌نامند. در این موارد معمولا دو ستاره با یکدیگر تبادل ماده انجام می‌دهند. وقوع چنین وضعیتی مستلزم آن است که یکی از ستارگان در رشته اصلی نباشد. منظور از رشته اصلی وضعیتی است که ستارگان در اواسط عمر خود قرار دارند. یکی از نمونه‌های چنین سیستمی، ستاره دجاجه ایکس-1 است. دوتایی‌های طیف‌سنجی: این نوع از سیستم‌های دوتایی معمولا نامرئی هستند و تنها از طریق نوسانات دوره‌ای در خطوط طیفی‌شان شناخته می‌شوند. در مواردی که دو ستاره قابل تشخیص باشند با مجموعه‌ای از اشکال طیفی برای هر ستاره سر و کار داریم (سیستم‌های دو خط) دوتایی‌های طیفی: تفاوت این سیستم‌ها با مورد قبلی آن است که کل سیستم نامرئی است و تصاویر طیفی نیز در مسیر درک حرکت مداری ستاره به ما کمکی نمی‌کند. تنها راه تشخیص این سیستم‌ها آن است که دو طیف کاملا متفاوت بر روی یکدیگر قرار می‌گیرند و از این طریق ما درمی‌یابیم که این طیف ترکیبی توسط دو ستاره از یک سیستم دوتایی تولید شده است. دوتایی‌های گرفتی: در این سیستم‌ها، دو ستاره طوری به دور یکدیگر می‌گردند که به‌طور متناوب یکدیگر را می‌پوشانند و تغییرات ایجاد شده در روشنایی ظاهری که نتیجه این پوشش است، راه شناخت این سیستم‌هاست و با تلسکوپ نیز نمی‌توان به دوتایی بودن این سیستم‌ها پی‌برد. ویژگی مهم این سیستم‌ها آن است که میل مداری‌شان نزدیک به 90 درجه است و این بدان معناست که خط دید تقریبا در صفحه مداری قرار دارد، بدین ترتیب گاهی ستاره کوچک‌تر سمت ناظر زمینی و گاهی پشت ستاره‌ی بزرگتر قرار می‌گیرد، در حالت اول شدت نور دریافتی از سیستم زیاد و در حالت دوم کم می‌شود و این تغییرات باعث آشکارسازی سیستم دوتایی می‌شود. ستاره راس‌الغول یا همان بتای برساووش یکی از بهترین نمونه‌های دوتایی‌های گرفتی است. دوتایی‌های نجوم‌سنجی: این ستارگان دوتایی توسط تلسکوپ نیز به صورت یک ستاره واحد دیده می‌شوند و امکان تفکیک آن‌ها از این طریق وجود ندارد، لکن حرکت‌های تناوبی یک ستاره در آسمان نشان می‌دهد که گویی به دور یک همدم ‌نامرئی می‌گردد. البته در واقع هیچ‌کدام از این دو ستاره به دور دیگری نمی‌گردد، بلکه هر دو به دور مرکز گرانش سیستم می‌گردند. همدم نامرئی می‌تواند یک سیاهچاله یا یک ستاره نوترونی باشد. دوتایی‌های ظاهری یا نوری: این ستارگان، درواقع دوتایی‌های واقعی نیستند چرا که ارتباط فیزیکی با یکدیگر ندارند و تنها به واسطه این که از نظر ظاهری در یک خط دید قرار دارند مرتبط به نظر می‌رسد. این سیستم‌ها پس از بررسی‌های تکمیلی ناهماهنگی‌های خود را آشکار می‌کنند و به زودی مشخص می‌شود که ارتباطی با یکدیگر ندارند. دوتایی سهی و مئزر یک نمونه از این گونه سیستم‌ها هستند. دلیل مطالعه و شناخت ویژگی‌های سیستم‌های چندتایی و تحول آن‌ها: یکی از ویژگی‌های مهم کهکشان‌ها که در پیدایش و تحول آن‌ها بسیار موثر است، توزیع جرم ستاره‌ایِ اولین ستاره‌ها در کهکشان است. سیستم ستاره‌های دوتایی بهترین ابزار را برای دانشمندان برای تعیین جرم ستاره ارائه می‌دهد.چگونگی تکامل جفت ستاره‌ها به فاصله آن‌ها از یکدیگر بستگی دارد. دوتایی‌های عریض تأثیر بسیار کمی بر یکدیگر دارند و به‌همین دلیل اغلب آن‌ها مانند ستارگان منفرد تکامل می‌یابند. با این‌حال، دوتایی‌های نزدیک، تکامل یکدیگر را تحت تاثیر قرار می دهند و بعضا با انتقال جرم، مسیر تحول معمول خود را تغییر می دهند. ستارگان دوتایی در اخترفیزیک بسیار مهم هستند؛ زیرا ویژگی‌های مدار آن‌ها، جرم و چگالی آن ستارگان را برای اخترشناسان مشخص می‌کند. جرم بسیاری از ستارگان تکی نیز از روی برون‌یابی جرم ستارگان دوتایی به‌دست می‌آید. گردآوری توسط تیم علمی انجمن نجوم اطلس نویسنده: عیسی محمدیمنابع:1. Book: Matthew Benacquista, An introduction to the Evolution of Single and Binary Stars. Springer. http://www.springer.com/series/8917.2. Book: Josef Kallrath · Eugene F. Milone, Eclipsing Binary Stars: Modeling and Analysis, Springer.3. https://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/third-planet-found-orbiting-binary-star-system/4. https://ntrs.nasa.gov/?N=0&Ntk=All&Ntt=binary%20stars|17|Collection|NACA انجمن نجوم اطلس انجمن نجوم اطلس Thu, 06 Jun 2019 22:10:29 +0430 https://virgool.io/@atlasassociation/comets-wx7pefvyw2yw در میان اشیاء مختلف منظومه شمسی، بیش از دو هزار سال است که انسان‌ها مجذوب اجرام دنباله‌دار ‌هستند. ستارگان دنباله‌دار برخلاف اسم‌شان هرگز ستاره و منبع تولید انرژی نیستند و نامگذاری آن‌ها صرفا به دلیل شکل ظاهری‌ آن‌ها است. واژه انگلیسی دنباله‌دار comet است که ریشه در کلمه یونانی "kometes" به معنی مو و سر است. دنباله‌دارها تفاوت‌هایی با دیگر اجرام منظومه خورشیدی از جمله سیارک‌ها، شهاب‌واره‌ها و شهاب‌سنگ‌ها دارند که مهم‌ترین آن‌ها به مواد تشکیل دهنده‌ آن‌ها برمی‌گردد. به‌طورکلی؛ دنباله‌دار یک گوله برفی شکل کیهانی است که از گازهای منجمد مانند کربن‌منواکسید، کربن‌دی‌اکسید، کانی‌های سیلیکاتی، هیدروژن، اکسیژن، نیتروژن و گردوخاک تشکیل شده‌اند. همچنین اندازه آن‌ها حداکثر به بیست کیلومتر می‌رسد. اطلاعات و درک اولیه این اجرام از سوابق کارهای باستانی مانند نقاشی‌ در غارها، لباس‌ها و نویسندگان اولیه بوده است. اولین بار وجود این اجرام آسمانی در سال 1577 میلادی توسط " تیکو (تایچو) براهه" با یک دنباله روشن به ثبت رسید. اثبات وجود دنباله‌دارها انقلابی بود که منجر به شروعی برای اندازه‌گیری موقعیت‌ آن‌ها شد. اعتبار کامل برای کشف این ستاره‌ها در بخشی از منظومه شمسی به "اِدموند هالی" می‌رود. هالی با استفاده از مکانیک نیوتونی، نشان داد که ستاره‌های دنباله‌داری که در سال‌های 1531، 1607 و 1682 دیده شده‌ بودند در واقع یک دنباله‌دار با دوره‌ی مداری خاصی بوده است. لازم به ذکر است که لزومی ندارد دنباله‌دارها همواره حرکت دوره‌ای داشته باشند. دنباله‌دارهایی وجود دارند که با مداری سهمی شکل یا هذلولی فقط و فقط یک بار گرانش محسوس خورشید را تجربه می‌کنند و پس از آن برای همیشه از خورشید دور می‌شوند. روابط فیزیکی نشان از این دارد که مبدأ بسیاری از این اجرام در فاصله‌های بسیار دورتر از منظومه شمسی است (حدود 50هزار واحد نجومی). این ناحیه‌ که منظومه شمسی را احاطه کرده به "ابر اورت" معروف است، دانشمندان تعداد اجسام یخی در این ناحیه را تا میلیاردها عدد تخمین می‌زنند. نوع دیگری از دنباله‌دارها وجود دارند که دوره گردش آن‌ها نسبت به دنباله‌دارهای ابر اورت کمتر است و از کمربند کوئیپر سرچشمه می‌گیرند. این کمربند که وجودش توسط " جراردکوئیپر" مطرح شد، ناحیه‌ای از فضای انتهای منظومه شمسی است که مانند کمربندی در حوزه پلوتو است. ساختار کلی دنباله‌دارها شامل سه بخش هسته، گیسو و دُم است. هسته: بخش مرکزی این اجرام است که از گرد و غبار و یخ تشکیل شده است. در اکثر موارد مانند سنگ اسفجی است و سطح آن پّر از حفره و سوراخ است. گیسو: یک توده کروی از گاز است که محاط بر هسته‌ی دنباله‌دار است و حدود یک میلیون کیلومتر طول دارد. ساختار و ترکیب مواد گیسو بیشتر شامل آب، گاز کربن دی اکسید، آمونیاک، غبار و گازهای طبیعی دیگر است که از هسته جامد در اثر نزدیکی به خورشید متصاعد می‌شوند. دُم یا دنباله: برای یک دنباله‌دار دو نوع دنباله وجود دارد؛ دنباله‌ی گرد و غبار که در اثر انعکاس نور خورشید به رنگ زرد کمرنگ نمایان می‌شوند (همان طیف خورشید را دارند) و دیگری، دنباله پلاسما یا گازی است که به دلیل وجود منواکسیدکربنِ یونیزه (co+) به رنگ آبی دیده می‌شوند. طول دنباله گاهی به بیش از صدها کیلومتر تجاوز می‌کند. دنباله‌دار، زمانی که دور از خورشید قرار دارد، نامرئی است. در فاصله نزدیک تقریبا 2 واحد نجومی، گرمای خورشید سبب ذوب‌شدن یخ و برف آن خواهد شد و عمل مستقیم تصعید (تبدیل جامد به گاز) اتفاق می‌افتد. گاز و غبار برخاسته، پوشی را موسوم به گیسو در اطراف هسته می‌سازد. این درحالی است که فشار تابشی (تابش‌های الکترومغناطیس در محدوده طیف خورشیدی) و باد‌های خورشیدی (اثری از قدرت میدان مغناطیسی خورشید) گاز یونیده و غبار را از اطراف خورشید دور می‌کنند و تحت این کنش، دنباله‌ای بوجود می‌آید. دنباله‌ها‌ همواره به جهت‌های دور از خورشید سمت می‌گیرند و این موضوعی بود که در قرن شانزدهم مورد توجه قرار گرفت. معمولا دو دنباله وجود دارد.یک دنباله‌‌‌ی یونی (Ion Tail ) (دنباله‌‌‌ی گازی) و یک دنباله‌‌‌ی غباری (Dust Tail ) . گاز نسبتا یونیده و ذرات بسیار ریز غبار در دنباله‌‌‌ی یونی به‌‌‌وسیله‌‌‌ی باد خورشیدی رانده می‌‌‌شوند. کمی از نور این دنباله ناشی از نور بازتابیده‌‌‌ی خورشید است، اما بیش‌تر نور دنباله‌‌‌ی یونی از گسیل اتم‌‌‌های برانگیخته سرچشمه می‌‌‌گیرد. فشار تابشی باعث دنباله‌‌‌ی غباری می‌‌‌شود. از آنجا که سرعت ذرات در این دنباله کم‌تر از دنباله‌‌‌ی یونی است، دنباله‌‌‌ی غباری اغلب از انحنای بیش‌تری نسبت به دنباله‌‌‌ی یونی برخوردار است.در کل می‌توان گفت که ماده‌‌‌ی دنباله‌‌‌دارها خیلی سست است. کاهش یخ و غبار، تغییرات زیاد دما و نیروهای کشندی، گاهی اوقات به خرد شدن کامل دنباله‌‌‌دار می‌‌‌انجامد و هم‌چنین دنباله‌‌‌دارها پدیده‌‌‌هایی نسبتا زودگذر هستند و حداکثر پس از چندهزار بار گردش به‌‌‌دور خورشید نابود می‌‌‌شوند. این مورد برای دنباله‌های کوتاه‌دوره چندان به طول نمی‌انجامد.معروف‌‌‌ترین و آشناترین دنباله‌‌‌دارِ دوره‌‌‌ای، دنباله‌‌‌دار هالی است. این دنباله‌‌‌دار با دوره تناوب مداری حدود 76 سال، آخرین بار در سال 1986 در حضیض مداری خود قرار داشت. در آن سال، دنباله‌‌‌دار را با فضاپیما نیز مورد رصد قرار دادند که به آشکارشدن هسته‌‌‌ی جامد دنباله‌‌‌دار انجامید. هالی، با ابعاد 13 در 7 کیلومتر، شکلی شبیه به بادام‌‌‌زمینی دارد. سطح آن‌‌‌را یک لایه‌‌‌ی فوق‌‌‌العاده سیاه، احتمالا یک ماده‌‌‌ی آلی قیر مانند یا ماده‌‌‌ای مشابه پوشانده است که طغیان‌‌‌های شدید گاز و غبار، پیش‌‌‌بینی دقیق روشنایی آن‌‌‌را غیر ممکن می‌‌‌سازد و در نزدیکی حضیض، در هر ثانیه چندین تن گاز و غبار به بیرون فوران می‌‌‌کند. گردآوری توسط تیم علمی انجمن نجوم اطلس نویسنده: عیسی محمدیمنابع: 1. Book: Physics of Comets, by: K. S. Krishna Swamy, World Scientific, Third Edition2. Book: Comets and the Origin of Life, https://doi.org/10.1142/6008 انجمن نجوم اطلس انجمن نجوم اطلس Thu, 30 May 2019 21:11:14 +0430 https://virgool.io/@atlasassociation/starbirth-mxextej40ac9 چرخه‌ی زندگی ستاره‌ها از الگویی تبعیت می‌کند که عمدتا براساس جرم اولیه‌ی ستاره است. ستارگان درون قسمتِ چگالِ گازوغبار میان‌ستاره‌ای با نام سحابی (ابر) متولد می‌شوند که برخی از آن‌ها را به نام ابرهای مولکولی می‌شناسند. ابرهای مولکولی به‌طور عمده از هیدروژن تشکیل شده‌اند؛ ۲۳ تا ۲۸ درصد آن‌ها حاوی گاز هلیوم است و درصد بسیار کمی عناصر سنگین‌تر را شامل می‌شود.Eagle Nebula وقتی نواحی چگال هسته‌ی سحابی تحت گرانش خود رمبش می‌کند، شکل‌گیری ستاره آغاز می‌شود. رمبش هسته، توده‌هایی به‌وجود می‌آورد که سپس به پیش‌ستاره (Protostar) تبدیل می‌شود. به‌نظر کل فرایند تا ۱۰ میلیون سال طول می‌کشد.یک ابرِ پیش‌ستاره تا زمانی که انرژی پیوندی گرانشی آن از بین نرود به رمبش ادامه خواهد داد. این انرژی اضافی ابتدا از طریق تابش آزاد می‌شود. ابر در حال رمبش، درنهایت برای تداوم تابش، کدر می‌شود و سرانجام، انرژی باید به روش‌های دیگری آزاد شود. یک ابرِ پیش‌ستاره تا زمانی که انرژی پیوندی گرانشی آن از بین نرود به رمبش ادامه خواهد داد. این انرژی اضافی ابتدا از طریق تابش آزاد می‌شود. ابر در حال رمبش، درنهایت برای تداوم تابش، کدر می‌شود و سرانجام، انرژی باید به روش‌های دیگری آزاد شود وقتی دمای هسته به ۲۰۰۰ کلوین می‌رسد، انرژی حرارتی، مولکول‌های هیدروژن را تجزیه می‌کند که مربوط به یونیزه شدن اتم‌های هیدروژن و هلیوم است. این فرایندها انرژی حاصل از انقباض را جذب می‌کنند.ستون‌های آفرینش! - تصویری از سحابی عقاب که به این نام معروف شده است، جایی که ستارگان در آن زاده می‌شوند! زمانی که چگالی ماده‌ی در حال رمبش به اندازه کافی رسید و شفاف شد، انرژی تابشی از طریق پیش‌ستاره امکان گسیل شدن پیدا می‌کند. ترکیب گسیل انرژی به روش همرفت در درون پیش‌ستاره و گسیل انرژی به روش تابش از نواحی خارجی آن، به ستاره این امکان را می‌دهد تا بیشتر منقبض شود. این انقباض گاز را بسیار داغ می‌کند و تا جایی ادامه می‌یابد که فشار داخلی پیش‌ستاره در برابر رمبش گرانشی مقاومت می‌کند و بین نیروی رو به خارج و روبه داخل تعادلی برقرار می‌شود، حالتی که تعادل هیدروستاتیکی نام دارد. زمانی که فاز (مرحله) برافزایشی در حال اتمام است، جرم به جا مانده یک پیش‌ستاره خواهد بود.Illustration Of Accretion Disk Of Protostar and jets برافزایش مواد روی پیش‌ستاره به‌صورت جزئی از دیسک پیرا-ستاره‌ای ادامه می‌یابد. دیسک پیراستاره‌ای تجمعی از ماده در اطراف ستاره است که از گاز، غبار، خرده‌سیارات، سیارک‌ها یا بقایای برخوردها تشکیل شده‌است، وقتی که دما و چگالی به اندازه کافی باشد، همجوشی دوتریم آغاز می‌شود و فشار روبه بیرونِ ناشی از تابش، رمبش را کند می‌کند، اما متوقف نمی‌کند. موادی که ابر را تشکیل می‌دهند، روی پیش‌ستاره فرو می‌ریزند. در این مرحله جت‌های دوقطبی به نام اجرام هربیگ-هارو (Herbig-Haro) تولید می‌شوند. به‌نظر می‌رسد که این موضوع باعث کم شدن تکانه زاویه‌ایِ اضافیِ موادِ افتان می‌شود که به ستاره امکان شکل‌گیری می‌دهد.Herbig-Haro 24 - Hubble Space Telescope زمانی که پوشش گاز و غبار محیط اطراف پراکنده می‌شود و فرایند برافزایشی متوقف می‌شود، ستاره به‌عنوان یک ستاره-پیش-رشته‌ی اصلی شناخته می‌شود. منبع انرژی این اجرام از انقباض گرانشی به‌دست می‌آید که برخلاف احتراق هیدورژنی است که در ستارگان رشته اصلی رخ می‌دهد. ستارگان پیش-رشته اصلی مسیر هایاشی (hayashi) را در نمودار هرتسپرانگ-راسل دنبال می‌کنند. به این ترتیب، انقباض تا رسیدن به حد هایاشی ادامه می‌یابد و پس از آن در مقیاس زمانی کلوین-هلمهولتز با دمای ثابت ادامه می‌یابد. مکانیسم کلوین-هلمهولتز فرایندی نجومی است که در آن سطح یک ستاره (یا سیاره) سرد می‌شود. سرد شدن سطح منجر به کاهش فشار می‌شود و ستاره در اثر آن منقبض می‌شود. این انقباض، به نوبه خود هسته ستاره را گرم می‌کند. ستارگانی با جرم کمتر از نصفِ جرم خورشید به رشته اصلی می‌پیوندند. ستارگان پیش-رشته اصلی با جرم بیشتر نیز در پایان مسیر هایاشی به آرامی به حالت هیدروستاتیکی رمبش می‌کنند و از مسیر هنیِی (henyey) تبعیت می‌کنند. مسیر هایاشی یک رابطه میان دما و درخشندگی است که ستارگان تازه متولد شده با جرم‌های کمتر از سه برابر خورشید در فاز پیش-رشته اصلی از تحول ستارگان، از آن تبعیت می‌کنند. زمانی که پیش‌ستاره انقباض سریع را پشت سر می‌گذارد و به یک ستاره تی-ثوری تبدیل می‌شود، به شدت درخشنده است. ستاره با شدت کمتری به انقباض ادامه می‌دهد و در این حین، مسیر هایاشی را طی می‌کند. دمای سطحی ستاره تقریبا ثابت می‌ماند اما درخشندگی آن کمتر می‌شود. در این حالت، یا یک منطقه تابشی ایجاد می‌شود که در آن ستاره مسیر هنیِی را می‌پیماید یا همجوشی هسته‌ای آغاز می‌شود و به این ترتیب، ستاره وارد فاز رشته اصلی می‌شود. مسیر هنیِی نیز مسیری است که ستارگان پیش‌-رشته-اصلی با جرم‌هایی بیشتر از نصف جرم خورشید در نمودار هرتسپرونگ-راسل اتخاذ می‌کنند که در پایان مسیر هایاشی است. لوئیز هنیِی اخترشناس آمریکایی، نشان داد این ستارگان می‌توانند در دوره‌ای معین از انقباض خود به سمت رشته اصلی، در حالت تعادل تابشی باقی بمانند. مسیر هنیِی با یک رمبش کُند در نزدیکی تعادل هیدروستاتیکی مشخص می‌شود. ستارگان این مرحله، در نمودار هرتسپرانگ راسل به صورت افقی به ستارگان رشته اصلی می‌پیوندند. در نهایت، هیدورژن شروع به همجوشی در هسته ستاره می‌کند و مابقی ماده پوششی توسط فشار روبه بیرونِ حاصل از همجوشی کنار زده می‌شود. در این بخش، مرحله پیش‌ستاره‌ای به پایان می‌رسد و مرحله رشته اصلی ستاره بر نمودار هرتسپرونگ-راسل شروع می‌شود.نمودار هرتسپرانگ-راسل مراحل فرایند تکامل ستارگان با جرم‌های نزدیک به جرم خورشید و کمتر به خوبی تعریف شده‌اند. در ستارگان پرجرم‌تر طول فرایند شکل‌گیری ستاره با زمانبندی دیگری از تکامل آن‌ها قابل قیاس است، فرایند کوتاه‌تر و به خوبی تعریف نشده است. تکامل‌های بعدی ستارگان تحت عنوان «تحول ستارگان» مطالعه می‌شود. گردآوری توسط تیم علمی انجمن نجوم اطلس نویسنده: برتسین مقدسمنابع: 1. نجوم به زبان ساده - مایر دگانی انجمن نجوم اطلس انجمن نجوم اطلس Thu, 09 May 2019 23:40:44 +0430 https://virgool.io/eastcloudmedia/%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%D9%87%D8%A7-%D8%B2%D8%A7%D8%AF%D9%87-%D9%85%DB%8C%D8%B4%D9%88%D9%86%D8%AF-yf7kj5mvcmhn ستاره‌ها نیز مانند موجودات متولد می‌شوند و پس از گذران عمر، به‌اصطلاح می‌میرند! اما چه بستری یا چه محیطی می‌تواند ماده‌ی مورد نیاز تولد چنین اجرام داغ و غول‌پیکری که حاوی میلیون‌ها تن ماده هستند را تأمین کند!؟سحابی پروانه «ماده‌ی میان‌ستاره‌ای و سحابی‌ها» در درون کهکشان، فضای بین ستارگان خلا کامل نیست، در این فضا ماده، هر چند با چگالی بسیار پایین، وجود دارد و نام ماده‌ی میان‌ستاره‌ای را به‌خود اختصاص داده است. برای ورود به فضای میان‌ستاره‌ای باید از منظومه شمسی خارج شد، یعنی جایی‌که دیگر باد خورشیدی و میدان مغناطیسی خورشید احساس نشود؛ جایی که تنها فضاپیمای ویجر-1 توانسته به آن سفر کند! تقریبا %99 ماده میان‌ستاره‌ای شامل ذرات یونیده، خنثی و مولکول‌هایی با دما (10 تا 7^10 کلوین) و چگالی‌ (0.001تا 10^10 ذره در یک سانتی‌متر مکعب**) مختلف است، این ذرات عمدتا هیدروژن و هلیم هستند. یک درصد باقی مانده شامل مواد جامد و گردوغبار است که ماده‌ی مناسب برای تشکیل سیارات است. در کل %15 جرم قابل رؤیت در کهکشان راه شیری شامل ماده‌ی میان‌ستاره‌ای است. این ماده حکم کارخانه‌ی تحولات کهکشانی را دارد و مطالعه و شناخت آن مقدمه‌ای بر شناخت تولد ستارگان است. اهمیت دیگر شناخت ماده‌ی میان‌ستاره‌ای این است که نور و هرگونه اطلاعاتی که از ستارگان به ما می‌رسد از این ماده عبور می‌کند پس شناخت این ماده و تاثیرات آن؛ یعنی رصدهای دقیق‌تر و شناخت درست‌تر. برای مثال نور خوشه‌پروین که در مطالب قبلی معرفی شد به‌وضوح توسط گاز اطراف ستارگانش بازتاب شده و تصویر محوی اطراف ستارگان ایجاد کرده است. به‌طور متوسط چگالی ماده‌ی میان ستاره‌ای یک اتم در یک‌سانتی متر مکعب است، درحالی‌که چگالی جو زمین چیزی حدود 30 میلیارد میلیارد اتم در سانتی‌متر مکعب است.ناحیه کمربند جبارموادی که بین ستارگان وجود دارد بسته به چگالی، دما و ویژگی‌های دیگر می‌تواند بستری مناسب برای تولد ستاره باشد. سحابی‌ها نواحی چگال‌تری از ماده‌ی میان‌ستاره‌ای هستند که یا بستری برای تولد ستارگان‌اند و یا با مرگ ستارگان به‌وجود آماده‌اند. برخی از سحابی‌ها مرز مشخصی ندارند و به سحابی «گسترده» معروف‌اند، این سحابی ها ابعادی از مرتبه‌ی چندصد سال‌نوری دارند. گاهی این ابرها در دل خود ستارگانی دارند که با نور فرابنفش خود ابرها را یونیزه کرده و دمای محیط را بالا می‌برند و باعث گسیل تابش می‌‌شوند، به این نواحی که در آن‌ها هیدروژن یونیده می‌شود، نواحی H II گفته می‌شود که بستری مناسب برای تشکیل ستارگان هستند؛ سحابی‌هایی که به این شکل قابل رؤیت هستند «سحابی گسیلشی» نام گرفته‌اند، این سحابی‌ها اغلب سرخ رنگ هستند؛ زیرا عمده‌ی ماده تشکیل‌دهنده‌ی آن‌ها هیدروژن است. اتم هیدروژن با دریافت نور فرابنفش، برانگیخته شده و نوری در ناحیه‌ی نور قرمز مرئی گسیل می‌کند. گاهی این ابرها در دل خود ستاره‌ای ندارند و فقط نور ستارگان اطرافشان را بازتاب می‌کنند؛ زیرا این ستارگان آنقدری نزدیک نیستند که بتوانند مواد داخل ابر را یونیزه کنند، به چنین ابرهایی «سحابی بازتابی یا انعکاسی» گفته می‌شود، این نوع سحابی‌ها اغلب به رنگ آبی دیده می‌شوند و برخی محل تولد ستاره‌ها بوده‌اند، سحابی ان‌جی‌سی 1435 که اطراف خوشه‌ی پروین قرار دارد نوع بازتابی است.NGC 1435سحابی سیاره نمای چشم گربهیک ستاره در اواخر عمر خود بسته به میزان جرمی که دارد دچار سرانجام متفاوتی خواهد می‌شود، برخی ستاره‌ها که جرم کمی دارند (برای مثال خورشید) در آخر عمر خود تبدیل به غول‌سرخ شده و سپس لایه‌های بیرونی خود را به بیرون پرتاب می‌کنند، این مواد توسط غول‌سرخ یونیده شده و تابش می‌کنند و از این جهت مشابه سحابی گسیلشی رفتار می‌کنند با این تفاوت که مانند آن‌ها بستر تولد ستارگان نیستند. این ستارگان در این مرحله از عمر خود از دید ناظر زمینی مانند ابری سیاره‌‌مانند به شکل‌های کروی یا دمبلی دیده می‌شوند از این رو توسط اولین رصدگرشان، ویلیام هرشل «سحابی سیاره‌ای یا سیاره‌نما» نام گرفتند. این نوع سحابی با سرعت بسیار بالا در فضا گسترش پیدا کرده و در فضای میان‌ستاره‌ای پراکنده خواهد شد سحابی پروانه و سحابی چشم گربه نمونه‌های زیبایی از این نوع سحابی هستند. ستاره‌هایی که جرم بیشتری دارند و در اواخر عمر خود دچار انفجار ابرنواختری می‌شوند، لایه‌های بیرونی را تحت یک انفجار با سرعت و فشاری غیرقابل تصور به بیرون پرتاب می‌کنند. گاهی از شدت انفجار خود هسته‌ی ستاره نیز متلاشی می‌شود. این حجم از مواد همراه با انرژی بسیار زیادی که تولید می‌شود شروع به درخشش می‌کنند و در آینده، خود بستری برای تشکیل ستارگان جدید می‌شوند. سحابی خرچنگ در صورت فلکی گاو از این دسته سحابی‌هاست که انفجارش در سال 1054 میلادی ثبت شده است. این انواع سحابی «بقایای ابرنواختری» نام دارند.سحابی خرچنگ در مقابل تمام سحابی‌هایی که نوری از خود گسیل یا بازتاب می‌کنند، نوعی سحابی وجود دارد که به «سحابی تاریک» معروف است، این نوع سحابی نه تابشی گسیل می‌کند و نه توسط نور ستارگان دیگر دیده می‌شود و هیچ تشعشعی ندارد در نتیجه مانند ابری مات دیده می‌شود که نور ستارگان پشت خود را جذب کرده و تاریک دیده می‌شود، نام دیگر این سحابی‌ها «سحابی جذبی» است، سحابی سر اسب در صورت فلکی جبار نمونه‌ای از این نوع سحابی است.سحابی سر اسبتمام سحابی‌هایی که معرفی شدند گسیل‌های مادون قرمزی دارند و با رصد مادون‌قرمزی می‌توان تعداد بیشتری از آن‌ها را آشکار کرد.پویایی هر کهکشانی مدیون این توده‌های زیبا، درخشان و رازآلود است. جایی برای تولد ستارگان مختلف و تحولات درون‌کهکشانی. گردآوری توسط تیم علمی انجمن نجوم اطلس نویسنده: مریم حیدریمنابع: 1. نجوم به زبان ساده - مایر دگانی انجمن نجوم اطلس انجمن نجوم اطلس Thu, 02 May 2019 23:35:59 +0430 https://virgool.io/@atlasassociation/sun-vvakzetjev0m خورشید نزدیک‌ترین ستاره به ما و منشأ حیات‌مان، ستاره‌ای که از دیرباز در فرهنگ‌ها و افسانه‌های ملل مختلف اهمیت ویژه‌ای داشته است. A solar flare captured by the Solar Dynamics Observatory, A satellite launched by NASA in 2010 خورشید ستاره‌ای در رده‌ی طیفی G (بیشتر بخوانید: ستاره شناسی مادون قرمز - نمودار هرتسپرانگ-راسل) و ستاره‌ای عادی به‌حساب می‌آید؛ اما به سبب نزدیکی آن به زمین بیشترین اطلاعاتی که از یک ستاره در دسترس بشر است، از خورشید بدست آمده است؛ زیرا می‌توان جزئیات سطح آن را دید و فرآیند‌های نواحی عمیق آ‌ن‌را بهتر درک کرد. خورشید جزو دومین یا سومین نسل ستاره‌هاست، از این رو باید در نظر داشت که سوخت ستاره‌های نسل دوم فقط هیدروژن نیست و آن‌ها عناصر سنگین‌تری نظیر هلیوم و فلزات سنگین‌تر را هم می‌سوزانند.ساختار کلیساختمان داخلی و اجزای سطح خورشید را می‌توان به این بخش‌ها تقسیم کرد :ساختمان داخلی :هسته– ناحیه پرتوزا– ناحیه همرفتی– شید سپهر (فوتوسفر)– رنگین سپهر(کروموسفر)سطح خورشید :لکه‌های خورشیدی –زبانه‌های خورشیدی –تاج خورشیدیساختمان خورشیدهسته خورشیدبیست‌وپنج درصد از ساختمان خورشید را هسته آن تشکیل داده است، یعنی جایی که خورشید در حال تولید انرژی در اثر گداخت یا همجوشی هیدوژنی است.ناحیه پرتوزای خورشیدناحیه بعدی که بعد از هسته تا 70% فاصله سطح از مرکز ادامه دارد ناحیه تابشی یا بخش پرتوزای خورشید است. در این ناحیه انرژی تولیدی ناشی از همجوشی توسط فوتون‌ها به بیرون حمل می‌شود.ناحیه همرفتیپس از ناحیه پرتوزا ناحیه همرفتی است که در آن انرژی توسط گازِ داغ به بیرون حمل می‌شود، اما این فرآیند اصلا سریع نیست و 170000 سال طول می‌کشد تا نور تولید شده در مرکز خورشید، خود را به سطح برساند، این بدان معناست که نمی‌توانیم با مشاهده مستقیم نور خورشید از انفعالات درونی آن در همان لحظه با خبر باشیم. تنها ذره‌ای که مستقیما از هسته خورشید به سمت زمین می‌آید و می‌تواند اطلاعاتی از هسته در اختیارمان قرار دهد «نوترینو» است. این ذره تقریبا بدون جرم و از نظر الکتریکی خنثی است. نوترینو از محصولات هم‌جوشی در هسته‌ی خورشید است و چون برهم‌کنش بسیار ضعیفی با ذرات دیگر دارد، به‌راحتی و با سرعتی نزدیک به سرعت نور خود را از هسته به زمین می‌رساند؛ اما به دلیل برهم‌کنش بسیار ضعیفی که دارد آشکارسازی و مطالعه‌ی آن بسیار دشوار است. در هر ثانیه از هر سانتی‌مترمربع از زمین 65 میلیارد نوترینوی خورشیدی عبور می‌کند!Illustration of Neutrinos* (Art)فوتوسفر (شید سپهر)سطح ظاهری خورشید شید سپهر نام دارد، سطحی شبیه سطح توپ بسکتبال که دانه‌دانه است. این ظاهر دانه‌دانه به علت پدیده همرفتی لایه‌های عمیق‌‌تر خورشید است، در واقع مواد به طرف سطح می‌آیند، به اطراف پراکنده می‌شوند و پس از سرد شدن، تاریک شده و به داخل خورشید برمی‌گردند. هرکدام از این دانه‌ها در سطح خورشید مساحتی به‌ اندازه‌ی1000 کیلومترمربع را اشغال می‌کنند. عمر این دانه‌ها به‌طور متوسط 15 دقیقه است، بعضی از آن‌ها به سهولت محو می‌شوند اما برخی از آن‌ها منفجر شده و سایر دانه‌ها را به اطراف پراکنده می‌کنند. در مقیاس بزرگ‌تر، صدها دانه تشکیل یک اَبَردانه می‌دهند که حدود 3000 کیلومتر عرض داشته و حدود یک روز دوام می‌آورند.https://www.instagram.com/p/Bb3uq4clB6F/ منبع تصویرلکه های خورشیدیلکه‌های خورشیدی قسمت‌های تاریکی روی شیدسپهر خورشید هستند. از ترکیب گروه‌های لکه‌ایِ کوچک، لکه‌ای بزرگتر را شکل می‌گیرند که گاهی بزرگی آن‌ها به 50000 کیلومتر(تقریبا چهار برابر قطر زمین) می‌رسد و ممکن است ماه‌ها بر روی سطح خورشید دوام بیاورند.قسمت داخلی یک لکه‌ی خورشیدی، سایه و اطراف آن نیم‌سایه و ناحیه‌ای که خوشه‌ای از لکه‌های خورشیدی را احاطه می‌کند یک «ناحیه فعال» نامیده می‌شود. لکه‌های خورشیدی در اصل تاریک نیستند؛ یک لکه خورشیدی در زمینه‌ی آسمان شب حدود ۱۰ برابر روشن‌تر از ماه کامل به نظر می‌رسد، بنابراین با وجود اینکه لکه‌های خورشیدی تاریک به نظر می‌رسند؛ اما در اصل فقط در مقایسه با سایر نواحی خورشید کم نورترند.SOHO زبانه‌ و شراره‌های خورشیدیدر خلال اکثر خورشید گرفتگی‌های کلی، ابرهای روشن گاز تا ۵۰۰۰ کیلومتر یا بیشتر از شیدسپهر بالا می‌روند . این رشته های نازک طویل را که گاهی عمری 2 تا 3 ماه دارند زبانه می‌نامند. مرگ خورشید 5 میلیارد سال بعد ، زمانی که بیشتر هیدروژن موجود در هسته خورشید گداخته شده و صرف تهیه هلیوم شد، جاذبه باعث انقباض هسته شده و فشار، دمای آن‌را افزایش خواهد داد. هیدروژن در پوسته اطراف هسته، شروع به سوختن خواهد کرد و انرژی حاصل از این گداخت هسته‌ای در پوسته ، باعث انبساط لایه‌های خارجی خواهد شد. سیارات عُطارِد و زهره در اثر دمای بالا ذوب شده و به‌دلیل انبساط خورشید بلعیده می‌شوند، انبساط خورشید تا مدار زمین ادامه پیدا کرده و حرارتش تمام موجودات زنده را از بین خواهد برد. پس از آن خورشید به یک «غول سرخ» تبدیل خواهد شد که دمای آن سردتر از دمای فعلی است. سپس لایه‌های خارجی در فضا پخش شده و یک سحابی سیاره‌ای تشکیل خواهد شد، هسته نیز به‌صورت یک ستاره «کوتوله سفید» باقی مانده و به‌تدریج از بین خواهد رفت.می‌توان گفت که با فرا رسیدن مرگ خورشید ، مرگ تمام موجودات و سیاره‌مان زمین فرا خواهد رسید. گردآوری توسط تیم علمی انجمن نجوم اطلس نویسنده: آیدین صبحی افشارمنابع: 1. نجوم دینامیکی- رابرت تی. دیکسون 2. نجوم به زبان ساده- مایر دگانی انجمن نجوم اطلس انجمن نجوم اطلس Thu, 25 Apr 2019 19:59:17 +0430 https://virgool.io/eastcloudmedia/blackhole-zydzdrerwhwp دهم آوریل سال 2019 دانشمندان پروژه‌‌ی تلسکوپ افق رویداد تصویری از یک جرم کیهانی منتشر کردند که حدود صد سال پیش انگیزه‌ وجودش با نظریه نسبیت عام انیشتین ایجاد شده و حدود 60 سال است که بشر به‌دنبال ردی از این اجرام در کیهان است: «سیاهچاله»شمای گرافیکی از ساختار سیاهچاله هرچه جرم یک جسم بیشتر باشد، نیروی جاذبه بیشتری بر اجرام اطرافش وارد خواهد کرد. اجرام سبک‌تر در دام جاذبه‌ی اجرام سنگین‌تر می‌افتند. ماه به دور زمین می‌چرخد، زمین و سیارات منظومه‌ی شمسی به‌دور خورشید و خورشید و دیگر ستاره‌های کهکشان راه‌شیری به‌دور جرمی فوق سنگین در مرکز کهکشان راه‌شیری! به حداقل سرعتی که برای غلبه بر گرانش در سطح یک جرم نیاز داریم «سرعت فرار» گفته می‌شود. اگر جرمی بخواهد از گرانش زمین رها شود باید سرعتی معادل 11.18 کیلومتربرثانیه (حدود 40000کیلومتربرساعت) داشته باشد. چنین سرعتی برای رهایی از خورشید 617 کیلومتربرثانیه و برای کهکشان راه شیری حدود 1000کیلومتربرثایه است! بالاترین سرعتی که در جهان آشکار شده سرعت نور است، اما گرانش سیاهچاله به اندازه‌ای است که حتی نور هم نمی‌تواند از آن بگریزد! اما سرعت فرار از یک جرم، به فاصله از آن جسم نیز وابسته است. در اطراف سیاهچاله مرز فرضی وجود دارد که تا زمانی که نور به آن نزدیک نشده شانس فرار از گرانش سیاهچاله ‌را دارد؛ به این مرز «افق رویداد» گفته می‌شود. اگر جرمی تحت هرشرایطی وارد افق رویداد بشود ناگزیر به درون سیاهچاله سقوط خواهد کرد.سیاهچاله از دید نظریه در نظریه نسبیت عام انیشتین فضا و زمان کمیت‌هایی مستقل ازهم نیستند و گذر زمان وابسته‌ به شکل فضا است و نیز جرم به فضا-زمان شکل می‌دهد؛ به‌همین دلیل از اصطلاح فضا-زمان استفاده می‌شود. اگر جسمی را روی سطحی نرم بگذاریم، جرم موردنظر به‌نسبتِ جرمی که دارد سطح را خمیده خواهد کرد، هرچه جرم جسم بیشتر باشد، خمیدگی عمیق‌تر بوده وانحنای بیشتر بر سطح ایجاد می‌کند. اگر فرض کنیم اجرام کیهان نیز فضا‌زمان اطراف خود را خمیده می‌کنند، عمیق‌ترین خمیدگی بر فضا-زمان از آنِ سیاهچاله‌ها خواهد بود. جرمِ زیادی که در حجمِ کم یا به‌عبارتی در یک نقطه جمع شده، درنتیجه بسیار چگال است. چگالی جرم سیاهچاله‌ها آنقدر بالاست که فضا-زمان خود را به‌شدت تحت تاثیر قرارداده و جایی را به‌وجود آورده که تمام قوانین فیزیک در آن نقطه کارایی خود را از دست می‌دهند. (برای مثال اگر تمام جرم زمین را در حجمی به شعاع یک سانتی‌متر فشرده کنیم، تبدیل به یک سیاهچاله خواهد شد.) افق رویداد، قسمت داخلی و خارجی سیاهچاله را از هم جدا کرده و هیچ چیزی نمی‌تواند از ناحیه‌ی درونی به ناحیه بیرونی برود. در فیزیک به چنین نقطه‌ای که نمی‌توانیم هیچ اطلاعاتی از آن به‌دست آوریم و از قوانین حاکم برآن نیز مطلع نیستیم «تکینگی» گفته می‌شود. سیاهچاله، نقطه‌ای تکین است که با مرزی به نام افق رویداد احاطه شده و چیزی از داخل آن مرز نمی‌دانیم.خمیدگی فضا زمان در اثر جرمسیاهچاله از دید تجربه «ریز سیاهچاله» یا سیاهچاله‌های ازلی که تصور می‌شود درجهان اولیه بافاصله‌ی کمی از مهبانگ شکل گرفته‌اند و ابعاد بسیار کوچکی در حد اتم دارند. «سیاهچاله‌های ستاره‌ای» نتیجه‌ی مرگ ستارگان پرجرم هستند. ستارگانی که در مراحل پایانی عمر خود در اثر اتمام سوخت‌شان برای همجوشی هسته‌ای، تعادلی که بین نیروی گرانش رو به مرکز و فشار رو به بیرونِ ناشی از همجوشی هسته‌ای دارند را از دست می‌دهند؛ در نتیجه، گرانش رو به مرکز غلبه کرده و به درون خود فرومی‌ریزند یا به‌اصطلاح به درون می‌رمبند. این رمبش تاجایی ادامه پیدا می‌کند که چگالی جرم بسیار بالا رفته و تبدیل به یک سیاهچاله می‌شود. «سیاهچاله‌های کلان‌جرم» حداقل یک‌میلیون برابر خورشید جرم دارند. ازجمله سیاهچاله مرکز کهکشان راه‌شیری وسیاهچاله‌ی مرکز کهکشان مسیه‌ی87 (که تصویرش منتشر شد) از سیاهچاله‌های ابرجرم‌دار هستند.EHT - First Picture Of BlackHolاما چطور تصویری از سیاهچاله به‌دست آمده؟ همان‌طور که سیارات به‌دور خورشید و خورشید به دور مرکز کهکشان می‌چرخد، نور و ذرات دیگر نیز قبل از سقوط به درون سیاهچاله با سرعت بالایی حول آن می‌چرخند و گرم شده و تابش الکترومغناطیسی، به‌ویژه امواج رادیویی از خود کسیل می‌کنند که این امواج قابل آشکارسازی هستند. سیاهچاله‌ی مرکز کهکشان راه شیری و دیگر کهکشان‌ها فاصله‌ی زیادی از ما دارند و درعین‌حال حجم به‌نسبت کوچکی را اشغال کرده‌اند پس برای آشکارسازی افق رویداد یک سیاهچاله به تلسکوپی با ابعاد کره زمین نیاز داریم تا توان تفکیک کافی برای تشیخص این اجرام از چنین فاصله‌ای را داشته باشد. دانشمندان در پروژه‌ی ثبت تصویر سیاهچاله یازده تلسکوپ از نقاط مختلف جهان را هم‌خط کردند تا بتوانند با پردازش داده‌هایی که به‌طور کاملا همزمان به این تلسکوپ‌ها رسیده‌اند، تصویری از افق‌رویداد سیاهچاله ارائه دهند. از این یازده تلسکوپ 8 تلسکوپ در نتیجه‌ی نهایی سهم داشته و توانسته‌اند تصویری از افق‌رویداد سیاهچاله‌ کلان‌جرم در مرکز کهکشان اِم87 تهیه کنند که جرمی 5/6 میلیارد برابر خورشید دارد و در فاصله‌ 55 میلیون سال‌نوری از ما است.آرایش تلسکوپ‌های رادیویی برای آشکارسازی امواج مغناطیسی در اطراف سیاهچاله آنچه از داده‌های این تلسکوپ به‌دست آمده در توافق کامل با پیش‌بینی‌های نظریه انیشتین است.(مقایسه مشاهده با نظریه، این داده‌ها با ابرکامپیوترها تحلیل شده‌اند) قبل از مشاهده‌ی این تصویر، افق‌رویداد تنها مفهومی ریاضیاتی بود اما حالا یک واقعیت قابل مشاهده است. چیزی که می‌توان آزمود، می‌توان مشاهده و اندازه‌گیری کرد.مقایسه مشاهده (سمت راست) با نظریه(سمت چپ) گردآوری توسط تیم علمی انجمن نجوم اطلس نویسنده: مریم حیدریمنابع: 1. کنفرانس رسمی EHT2. وبسایت رسمی ESO انجمن نجوم اطلس انجمن نجوم اطلس Thu, 11 Apr 2019 21:52:54 +0430 https://virgool.io/eastcloudmedia/%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87%D8%B4%D9%86%D8%A7%D8%B3%DB%8C-%D9%81%D8%B1%D9%88%D8%B3%D8%B1%D8%AE-dfflh0hssdp1 ستاره‌شناسی فروسرخ یا مادون‌قرمز، شاخه‌ای از علم ستاره‌شناسی است که به بررسی موج گسیل شده از اجرام آسمانی در این طیف از امواج الکترومغناطیسی می‌پردازد. بررسی مادون‌قرمزیِ آسمان، ما را با دنیایی از پدیده‌های نجومی جدید آشنا کرده و باعث بررسی دقیق‌تر پدیده‌هایی شده که قبلا صرفا با امواج مرئی مشاهده شده بودند. امواج الکترومغناطیسی امواجی از جنس میدا‌ن‌های الکتریکی و مغناطیسی هستند که یکدیگر را تولید کرده، در فضا پیش می‌روند و با خود انرژی حمل می‌کنند. این امواج گستره‌ای از انرژی را دربرمی‌گیرند و از انرژی بالا به پایین با اسم‌های مختلفی شناخته می‌شوند. امواج با انرژی کمتر طول موج بلندتری (بسامد یا فرکانس کمتری) دارند. همان‌طور که در تصویر زیر مشاهده می‌کنید انرژی امواج فروسرخ از امواج مرئی (قابل رؤیت برای چشم انسان) کمتر است. خورشید، ستاره‌ها، کهکشان‌ها، سیاره‌ها، سیارک‌ها و هر جرم آسمانی که دمایی بالاتر از صفر درجه کلوین داشته باشد تابش فروسرخ از خود گسیل می‌کند. (ما انسان‌ها امواج فروسرخ را به‌صورت حرارت حس می‌کنیم). این طیف از امواج الکترومغناطیسی در سال 1800 توسط منجم آلمانی ویلیام هرشل کشف شد. چشم انسان قابلیت دیدن موج مرئی را دارد یا به‌عبارتی آشکارساز امواج مرئی است؛ زیرا حس‌گری حساس به انرژیِ امواج مرئی دارد؛ یعنی هر چیزی که از خود نور مرئی گسیل یا بازتاب کند با چشم انسان قابل تشخیص خواهد بود. به همین شکل می‌توان دستگاهی ساخت که بتواند امواج فروسرخ را آشکار کند. برخی بلورها حس‌گر امواج فروسرخ هستند و با دریافت موج فروسرخ خواص فیزیکی‌شان تغییر می‌کند به همین دلیل تلسکوپ‌هایی به‌منظور بررسی این امواج ساخته شده که از بلورها به‌عنوان حس‌گر فروسرخ استفاده می‌کنند. اما این روش مزایا و معایبی نسبت به دیگر رو‌ش‌ها دارد. همان‌طور که در تصویر اول مشاهده شد تابش فروسرخ یک گستره از امواج الکترومغناطیس را در برمی‌گیرد؛ اما تمام این گستره قابلیت نفوذ به جو زمین را ندارد لیکن چند نوار طول‌موج یا بسامد محدود با نام «پنجره فروسرخ» وجود دارند که تابش از آن طریق نسبتا به راحتی نفوذ می‌کند. این نوارهای فرکانسی با حروف خاصی نام‌گذاری شده‌اند. (تصویر پنجره‌های فروسرخ). قسمت‌های بنفش همان پنجره‌های فروسرخ و راهی برای نفوذ تابش فروسرخ هستند. این یکی از مشکلاتی‌ است که جو زمین در ستاره‌شناسی مادون قرمز ایجاد می‌کند. در خارج از جو یا در ارتفاعات بالاتر از سطح دریا این پنجره‌ها به‌طور محسوسی باز‌تر می‌شوند. ازآنجاکه طول‌موج تابش فروسرخ کمتر از تابش مرئی است، لزومی ندارد دقت تلسکوپ‌های آن در حد دقت بالای تلسکوپ‌هایی باشد که در گستره‌ی نور مرئی کار می‌کنند و نور خورشید که توسط جو زمین پراکنده ‌می‌شود اثر نسبتا کمتری بر مشاهدات فروسرخی دارد تا مشاهدات مرئی. از این‌رو ستاره‌شناسان فروسرخ اغلب می‌توانند هم در طول روز و هم در طول شب مشاهدات سودمندی انجام دهند. اهمیت دیگر ستاره‌شناسی مادون قرمز از هزینه‌های نسبتا کمِ آن ناشی می‌شود.سوفیا - تلسکوپ مادون قرمز ناسا گازهای جو، هم در شب و هم روز از خود تابش فروسرخ گسیل می‌کنند و این تابش، بلورهای حس‌گرهای تلسکوپ را تحت تاثیر قرار می‌دهد؛ به همین دلیل تلسکوپ‌های مربوطه باید در ارتفاع خاصی قرار بگیرند. همین امر باعث شده رصدخانه‌های فروسرخ در ارتفاعات ساخته شوند؛ برای مثال مانوئاکی در جزیره هاوایی با ارتفاع تقریبی 4650 متر، محلی فوق‌العاده برای این کار است. در همین راستا تلسکوپ‌های فروسرخی ساخته شده و به خارج از جو زمین فرستاده می‌شوند برای مثال رصدخانه فضایی هرشل که از سال 2009 تا 2013 در خارج از جو زمین فعال بود. تلسکوپ جیمز وب نیز به این روش رصدی مجهز است. همچنین بلورهای حس‌گر فروسرخ باید در دمای نسبتا پاینی نگه‌داشته شوند تا از حساسیت کافی برای آشکارسازی برخوردار باشند. برای مثال بلور ژرمانیوم با ناخالصی گالیوم نباید دمایش از منفیِ 271 درجه‌ی سانتی‌گراد بالاتر برود. در سال 1969 فهرستی از 5612 منبع تابشی مادون قرمز جمع‌آوری شد، بررسی این داده‌ها نشان داد که عمده‌ این منابع مادون قرمزی به هیچ جرم مرئی مربوط نمی‌شوند. مطالعات و بررسی‌های فراوان نشان داد که انرژی که از این منابع گسیل می‌شود باید مربوط به ستارگان در‌حال تولد –با گرایش شدید به‌سمت قسمت چپ و بالای نمودار هرتسپرانگ راسل(#پست_علمی_دوم)- باشد که گرد و غبار محیط خود را گرم می‌کنند. درواقع رصد مادون قرمزی باعث کشف ستارگانی می‌شود که هنوز در پیله‌ی ابری مواد اولیه‌شان قرار دارند، موادی که مانع رؤیت مستقیم آن‌ها به‌صورت اجرام مرئی می‌شود. برخی کهکشان‌ها، مانند کهکشان ام82 در مقایسه با کهکشان راه‌شیری و آندرومدا، تابش قابل ملاحظه‌ای در طیف فروسرخ دارند. رصد فروسرخ تأثیر به‌سزایی در شناخت و بررسی هرچه بیشتر چنین اجرامی دارند.تصویر تلسکوپ هرشل-اسپیتزر از کهکشان مسیه 82(سیگار) - در طیف مادون قرمز(سمت راست)سیارک‌ها اجسامی کوچکتر از سیارات هستند که در مداری به دور خورشید می‌گردند. مسئله‌ی تعیین قطر سیارک‌ها با روش‌های نوری بسیار دشوار بود زیرا سیارک‌های بزرگ نیز توسط تلسکوپ‌های نوری به شکل یک قرص کوچک دیده می‌شوند؛ اما داده‌های رصدهای مادون قرمز مکمل رصدهای نوری‌اند که با کنار هم گذاشتن تمام داده‌ها می‌توان قطر سیارک‌ها را به‌دست آورد. برای مثال قطر قدیمی سیارک سِرِس 740کیلومتر بود و با توجه به محاسبات مختلف چگالی آن 3 گرم برسانتی‌مترمکعب حساب می‌شد، یعنی چگالیِ نوعی برای سنگ‌های معمولی. اما قطر مادون قرمز آن 1040کیلومتر و در نتیجه‌ی محاسبات دیگر چگالی آن یک گرم برسانتی‌مترمکعب تخمین زده می‌شود؛ یعنی نزدیک به چگالی آب! بنابراین از قطر مادون قرمز چنین برمی‌آید که سرس و دیگر سیارک‌های بزرگ‌تر واقعا توده‌های برفی هستند، نه قطعاتی از سنگ. گردآوری توسط تیم علمی انجمن نجوم اطلس نویسنده: مریم حیدریمنابع: 1. «مرزهای فیزیک- ستاره‌شناسی»- فرد هویل و جایانت نارلیکار- ترجمه‌ی بهزاد قهرمان2. Astronomy: A physical perspective by Marc L.Kutner انجمن نجوم اطلس انجمن نجوم اطلس Thu, 04 Apr 2019 22:48:06 +0430 https://virgool.io/eastcloudmedia/%D8%A7%D8%B7%D9%84%D8%B3-%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%D9%87-%D8%A7%DB%8C-%D8%AF%D8%B1-%D8%AE%D9%88%D8%B4%D9%87-%D9%BE%D8%B1%D9%88%DB%8C%D9%86-n3kqayyjn7tw اطلس ستاره‌ای واقع در خوشه‌ی پروین است که همگی باهم بر شانه‌ی صورت فلکی گاو قرار گرفته‌اند. خوشه‌های ستاره‌ای، دسته‌ای ستاره‌اند که تحت نیروی گرانشی کنار هم قرار گرفته‌اند و به دو دسته کلی تقسیم می‌شوند: خوشه‌های باز و خوشه‌های کروی؛ که خوشه‌های باز با نیروی گرانش کمتری در مقایسه با خوشه‌های کروی کنار هم قرار گرفته‌اند به همین دلیل تحت گرانشِ دیگر اجرام آسمانی در نهایت شکلِ منسجم خود را از دست می‌دهند. ستارگان این خوشه‌ها نیز عمر کمتری نسبت به خوشه‌های کروی دارند. از طرفی خوشه‌های کروی در هاله‌کهکشان قرار دارند اما خوشه های باز در قرص کهکشان. خوشه‌ی پروین یک خوشه‌ی کروی باز است که از صدها ستاره تشکیل شده و اطلس را نیز در گوشه‌ای از خود جای داده. این سیستم سه‌ستاره ای در فاصله‌ی حدود ۴۵۰ سال نوری از زمین قرار گرفته‌ و با دمای سطحی حدود 13500 درجه‌ی کلوین در رده‌بندی سفید-آبیِ ستاره‌ای قرار دارد که در قسمت بالا و سمت چپ نمودار هِرتسپرانگ-راسل قرار می‌گیرد. این سیستم سه‌تایی خود از یک سیستم دوتایی و یک تک ستاره تشکیل شده است. سیستم دوتایی از دو ستاره‌‌ی غول سفید- آبی، یکی با قدر ظاهری ۴/۱ و دیگری با قدر ظاهری ۵/۶ تشکیل شده که حول نقطه‌ی مشخصی (مرکز جرمشان) می‌چرخند. قدر ظاهری ترکیبی این‌دو ستاره ۳/۲۶ است. ستاره‌ی سوم ستاره‌ای کم‌نور است که تقریبا حول سیستم دوتایی در حال چرخش بوده و قدر ظاهری‌اش ۶/۸ است. قدر ظاهری: قدر ظاهری ستاره عددی است که میزان پرنور دیده شدنِ ستاره از دید ناظر زمینی را مشخص می‌کند. هرچه مقدار عددی آن کمتر باشد به این معنی است که ستاره پرنورتر دیده می‌شود. برای مثال قدر ظاهری خورشید، پرنورترین ستاره‌ی آسمان از دید ناظر زمینی ۲۷- است. قدر ظاهری یک ستاره معیاری از نورانی بودن یک ستاره از دید ناظر زمینی است.ممکن است ستاره ای بسیار پرنور و داغ باشد اما به دلیل دوری از زمین، ناظر زمینی آن‌را کم نور ببیند، پس قدر ظاهری پارامتری وابسته به فاصله است. اما برای اندازه گیری دقیق درخشندگی یک ستاره تعریفی به نام قدر مطلق مطرح می‌شود.قدر مطلق: قدر مطلق یک ستاره درواقع قدر ظاهری آن ستاره است زمانی که فاصله‌اش از ناظر زمینی 32.6 سال نوری (10 پارسِک) باشد. برای مثال قدر ظاهری خورشید 27- است، برای دانستن قدر مطلق خورشید باید فرض کنیم اگر خورشید در فاصله‌ی 32.6 سال نوری از زمین قرار داشته باشد چقدر پرنور خواهد بود. قدر مطلق خورشید 4.74 است. مشابه قدر ظاهری، هر چه مقدار عددی قدرمطلق کمتر باشد به این معنی است که ستاره پرنورتر است.نمودار هرتسپرانگ-راسلرده‌بندی یا رده طیفی ستاره‌ای: در علم ستاره‌شناسی ستارگان را بر اساس طول موجی که از آنها گسیل می‌شود رده‌بندی می‌کنند. یک ستاره امواج مختلفی را در طیف الکترومغناطیسی گسیل می‌کند. ستارگان مختلف بسته به عناصر تشکیل دهنده و دمایشان طول موج خاصی را بیشتر از بقیه گسیل می‌کنند. برای مثال خورشید ستاره‌ای است که انواع امواج الکرتومغناطیسی از جمله امواج مرئی، رادیویی، فرابنفش و... را منتشر می‌کند؛ ولی بیشتر این طیف منتشر شده را نور زرد رنگ تشکیل می‌دهد و دمای سطحی آن 6000 درجه‌ی کلوین است. چنین ستاره‌ای در رده‌‌یG قرار می‌گیرد. رده‌بندی ستاره‌ای برحسب دما (یا برحسب رنگ) از دمای پایین به بالا به ترتیب با حروف O , B , A , F , G , K, M نامگذاری شده‌اند. بدین ترتیب خورشید جزو ستارگانی با دمای پایین محسوب می‌شود و اطلس با دمای 13500 درجه‌ی کلوین در ستارگان رده‌یB قرار دارد.از آنجایی که بجز خورشید، نمی‌توانیم ستاره‌ها رابا جزئیات کامل بررسی کنیم (نزدیک ترین ستاره به ما 4.5 سال نوری از ما فاصله دارد!) مطالعه‌ی گروهی ستاره‌ها و بررسی روند کلی آن‌ها برای شناخت بیشتر آ‌ن‌ها مفید خواهد بود.در این راستا، در سال 1910 هرتسپرانگ ستاره‌‌شناس دانمارکی و راسل ستاره‌شناس آمریکایی به‌طور مستقل نموداری از ستارگان را باتوجه به ویژگی‌هایشان ترسیم کردند. یک راستای افقی این نمودار دما یا رده‌ی طیفی (رنگ) ستاره و راستای عمودی آن درخشنگی یا قدر مطلق ستاره است. در نجوم این نمودار به نمودار هرتسپرانگ-راسل یا نمودار اِچ‌آر شناخته می‌شود.وسط این نمودار رشته‌ی اصلی قرار دارند که گوشه‌ی سمت راست-پایین تا گوشه‌سمت راست-بالای نمودار دیده می‌شود. اهمیت رشته‌ی اصلی این است که نشان می‌دهد اکثر ستاره‌هایی با دمای یکسان، درخشندگی و حتی اندازه‌ی نیز یکسان دارند. این ارتباط قوی بین چنین پارامترهایی در شکل گیری تئوری‌ها بسیار اهمیت دارند. یک ستاره در طول عمر خود ممکن است بنابه تغییراتش از حالت پایدار در رشته‌ی اصلی خارج شده و وارد قسمت بالایی نمودار بشود. برای مثال خورشید در اواخر عمر خود پس از اینکه هیدروژن سوزی را به پایان رساند به یک غول سرخ تبدیل خواهد شد.در قسمت بالای رشته اصلی ستارگانی قرار دارند که دارای درخشندگی بیشتر و اندازه بزرگتر هستند.به همین ترتیب ستارگانی که پایین‌تر از رشته‌ی اصلی قرار دارند «کوتوله» نامیده می‌شوند.کوتوله های سفید از ستارگان فوقانی خود کوچک‌ترند و اکثرا در طیف سفید رنگ قرار دارند.غول‌های سرخ‌رنگ نسبت به غول‌های آبی عمر طولانی‌تری دارند و ستاره‌ی الدبران هم یکی از این غول‌های سرخ است. در قسمت بالا و سمت چپ نمودار غول‌های آبی قرار دارند که اطلس نیز در همین مکان قرار دارد.ترسیم این نمودار؛ یعنی مطالعه‌ی جزبه‌جز درصد عظیمی از ستاره‌های رصد شده و جای دادن آن‌ها در نمودار و بررسی قوانین حاکم بین دسته‌های مختلف از ستارگان کاری بس دشوار بوده که هرتسپرانگ و راسل این مهم را عملی کردند. گردآوری توسط تیم علمی انجمن نجوم اطلسنویسنده : مریم حیدریمنابع : کتاب Astronomy: A physical perspectiveنوشته : Marc L.Kutnerمنابع آزاد و اقتباسی:دانشنامه آزاد wikipedia انجمن نجوم اطلس انجمن نجوم اطلس Thu, 28 Mar 2019 21:15:12 +0430 https://virgool.io/@atlasassociation/march-equinox-qvcllkgeaiu6 منبع تصویر : https://www.timeanddate.com/calendar/march-equinox.htmlبرای درک بهتر ابتدا چند پدیده را شرح می‌دهیم :از نظر ناظر زمینی این خورشید است که در آسمان حرکت می‌کند؛ اما درواقع این زمین است که در مدار خود به‌دور خورشید در حال حرکت و هم‌زمان در حال چرخش حول محور مرکزی خود است، مدار ظاهری حرکت خورشید «دایره‌البروج» نام دارد. حرکت زمین به دور خورشید را «حرکت انتقالی» می‌نامند. (در خلاف جهت عقربه های ساعت) حرکت دیگری به نام حرکت وضعی وجود دارد که همان چرخش زمین به دور خود است. (در خلاف جهت عقربه های ساعت) حرکت زمین در مدار بیضی‌وار به دور خورشید را نسبت به یک ستاره‌ی ثابت می‌سنجند و آن‌را «سال نجومی می‌نامند» که مدت زمان آن برابر با ۳۶۵روز و ۶ساعت و ۹دقیقه و ۹ ثانیه است.سال نجومی مدت زمانی است که زمین نسبت به یک ستاره ثابت یک دور در مسیرش به‌دور خورشید می‌گردد. اما در مورد حرکت ظاهری خورشید در آسمان، به‌نظر می‌رسد که خورشید در یک‌سال یک‌بار به دور زمین می‌گردد، این مدارِ ظاهری که دایره‌البروج نام دارد در نقاطی به نام اعتدالین، استوای آسمان را قطع می‌کند که آن نقاط «اعتدال بهاری» و «اعتدال پاییزی» نام دارند.فاصله زمانی دو عبور متوالی خورشید از نقطه‌ی اعتدال بهاری را «سال اعتدالی» می‌نامند. سال اعتدالی به علت تأثیرپذیری از متغیرهای نجومی به دو صورت محاسبه می‌شود:1. سال اعتدالی متغیر یا حقیقی2. سال اعتدالی متوسط یا میانگین ازاین‌رو باتوجه به متغیر بودنِ طولِ سال اعتدالی، سال خورشیدی قراردادی به‌صورت ۳۶۵ روز در قالب ۱۲ ماه تشکیل شده است؛ اما مبنای محاسبه‌ی نوروز دقیقا منطبق بر طول سال متغیر یا حقیقی است از این رو زمان تحویل سال؛ یعنی گذر خورشید از نقطه اعتدال بهاری به‌صورت دقیق محاسبه می‌گردد و گذر از آن، لحظه‌ی تحویل سال نام دارد.حداکثر اختلاف سال اعتدالی متغیر و متوسط ۲۰ دقیقه است. سال اعتدالی (سال خورشیدی اعتدالی) فاصله زمانی دو عبور متوالی خورشید از نقطه اعتدال بهاری است که مبنای گاه‌شماری خورشیدی قرار می‌گیرد. طول سال اعتدالی متوسط برابر با : ۳۶۵روز و ۵ساعت و ۴۸دقیقه و ۴۵ ثانیه است که از سال نجومی حدودا 20 دقیقه کمتر است.اما در هنگام عبور خورشید از نقطه اعتدال بهاری زمین نسبت به خورشید در چه وضعیتی است؟منبع تصویر : https://www.timeanddate.com/calendar/march-equinox.html در این تصویر به وضوح مشخص است که هنگام عبور خورشید از نقطه اعتدال بهاری، نور خورشید به‌طور عمود بر استوای زمین می‌تابد و این پدیده باعث می‌شود طول شب و روز در قطب‌های زمین «تقریبا» برابر گردد، به‌طوری‌که هنگام ظهر اگر شما در خط استوا باشید خورشید دقیقا بالای سر شماست، در قطب شمال در حال طلوع است و در قطب جنوب در حال غروب است، همچنین در این زمان خورشید دقیقا از شرق طلوع و دقیقا در غرب غروب می‌کند، در سایر روزهای سال به علت اختلاف زاویه‌ای محور زمین خورشید از شمال‌شرق طلوع می‌کند؛ البته علت استفاده از واژه «تقریبا برابر» برای طول شب و روز به این علت است که خورشید از روی زمین قطر زاویه‌ایِ قابل توجهی دارد (0.5 درجه) و هنگام طلوع با‌توجه به اینکه مرکز خورشید هنوز زیر افق است تابش آن به علت شکست نور در جو زمین، زودتر از عبور مرکز آن از افق به ما می‌رسد به همین علت طول روز کمی بیشتر از طول شب است. از آنجا سال‌ها پیش نقطه اعتدال بهاری در صورت فلکی حمل بوده این نقطه، نقطه اول حمل نیز نامیده می شود. در حال حاضر به‌دلیل حرکات ویژه زمین مانند رقص محوری، نقطه اعتدال بهاری در این صورت‌فلکی قرار ندارد و به سمت چپ منتقل شده است.گردآوری توسط تیم علمی انجمن نجوم اطلسهادی آقایی منابع :وبسایت TIME AND DATE https://www.timeanddate.com/calendar/march-equinoxوبسایت اسطرلابhttp://staryab.com/2015/03/22/spring-equinoxکتاب نجوم به زبان سادهنوشته : مایر دگانیترجمه محمدرضا خواجه پور انجمن نجوم اطلس انجمن نجوم اطلس Thu, 21 Mar 2019 20:43:36 +0330