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 5487 تلسكوپ های شكستی
روش های استقرار تلسكوپ::.
یكی از مهم ترین قسمت های یك تلسكوپ و چیزی كه در آن مهارت مهندسی و استادی بسیار به كار می رود پایه ی تلسكوپ است.
یك لوله ی بلند میل به نوسان كردن دارد و این نوسان موجب رقصیدن ستارگان می شود.یك پایه ی محكم خوب به میزان زیاد از این نوسان ها می كاهد.
طرح پایه ی تلسكوپ باید چنان باشد كه بتوان تلسكوپ را به هر نقطه ای در آسمان از افق تا سمت الراس و به هر زاویه ی سمتی از 0درجه تا 360درجه قراول رفت.ساده ترین سیستمی كه این كار را انجام می دهد تركیبی از محور های افقی و قائم است.تلسكوپ از طریق محوری افقی به دو شاخه ای متصل می شود و در نتیجه می تواند از سمت الراس تا افق دوران كند و ارتفاع های مختلف را اختیار كند.دو شاخه به نوبه ی خود می تواند حول محور قائم دوران كند و دایره ی افقی 360درجه ای را بپیماید.این طرز استقرار استقرار سمت-ارتفاعی است.
استقرار سمت-ارتفاعی اغلب برای تعیین فوری مقادیر ارتفاع و سمت ستارگان یا اجرام سماوی دیگر به كار می رود.آن را نمی توان به سهولت در رصد دراز مدت یا عكس برداری طولانی به كار بست زیرا ارتفاع و سمت ستاره ها پیوسته تغییر می كند.تلسكوپی را كه استقرار آن سمت-ارتفاعی باشد باید پیوسته از حیث زوایای قائم و افقی تنظیم كرد.
گوشزد:در تلسكوپ شش متری مستقر در تفلیس استقرار سمت ارتفاعی به كار رفته است.استعمال چنین استقراری در اینجا به علت وزن عظیم قسمت های متحرك آن(750تن)بوده است.رایانه ای رقمی برای تنظیم آن برنامه ریزی شده است.
استقرار استوایی یا معدل النهار ی به منظور آن طراحی شده است كه یك ستاره را برای مدتی دراز در میدان دید نگه دارد.فقط لازم است كه یك زاویه به طور دایم تنظیم شود.این تنظیم كردن معمولا به كمك موتور كوچكی انجام می گیرد.در این طرز استقرار نیز دو محور وجود دارد.این دومحور نیز عمود بر یكدیگراند.یكی از این دو به محور قطبی موسوم است و چنان تعبیه می شود كه موازی محور عالم باشند.محور دیگر كه به محور میل موسوم است حول محور قطبی دوران می كند.تلسكوپ به انتهای محور میل متصل است و می توان آن را حول این محور به هر زاویه ی میلی چرخاند.همین كه ستاره ای با زاویه ی میل معین در معرض دید قرار گرفت قید تلسكوپ را به محور میل می توان محكم كرد زیرا میل یك ستاره كمیتی است كه تغییر نمی كند.
برای آن كه ستاره در میدان دید بماند باید تلسكوپ همراه با محور میل حول محور قطبی دوران كند.هرگاه این حركت به درستی به وسیله ی موتوری تنظیم شود تلسكوپ پیوسته ستاره را در مسیر خود دنبال خواهد كرد و همواره ستاره را در میدان دید 5487 خود خواهد داشت.
موتور باید چنان تنظیم شده باشد كه در یك شبانه روز یك دور كامل بزند.
با تلسكوپی كه استقرار آن استوایی است می توان ستاره ای را كه اطلاعات مربوط به زاویه ی میل وزاویه ی ساعتی نجومی آن معلوم است پیدا كرد.تلسكوپ را حول محور میل می چرخانیم تا میل داده شده به دست آید.آنگاه قید تلسكوپ را در این وضعیت محكم می كنمیم.سپس تلسكوپ و محور میل را حول محور قطبی دوران می دهیم تا به زاویه ی ساعتی نجومی مورد نظر برسیم.

---

به لطف خدا و همكراری شما دوستان عزیز بخش تلسكوپ های شكستی را در 10 پارت توضیح داده و تمام كردیم و از این پس كمی در مورد تلسكوپ های بازتابی توضیح می دهیم.

تلسكوپ های شكستی
توان بزرگنمایی تلسكوپ::.
تلسكوپ زوایا را بزرگ میكند.یكی از كار های اصلی این وسیله ی بزرگ نمودن زوایایی است كه اشیاء مورد مشاهده تحت آن ها رویت می شوند.به این ترتیب اگر بدون تلسكوپ جسمی تحت زاویه ی 3 درجه دیده شود و با تلسكوپ تصویر آن تحت زاویه ی 45درجه رویت شود بزرگنمای 15درجه است.
بزرگنمایی زاویه ای تنها بزرگنمایی ای است كه یك تلسكوپ انجام می دهد.افزایش زاویه تصور نزدیك تر شدن را سبب می شود و به این ترتیب موجب می شود كه تصویر نزدیك تر از شئ به چشم آید.
f نماینده ی فاصله ی كانونی شیئی است.این فاصله معمولا بر حسب اینچ یا میلیمتر بیان می شود.
چشمی fفاصله ی كانونی چشمی است.این فاصله بر حسب همان واحد *fشیئی*بیان میشود.فاصله ی كانونی یك عدسی فاصله ی كانون آن از مركز عدسی است.
در بیشتر تلسكوپ ها تصویر معكوس به نظر می رسد.یك ستاره حتی با بیشترین بزرگنمایی ممكن هم چون نقطه ای نورانی به چشم می آید بنابر این ،این كه تصویر معكوس است مهم نیست.
ظاهرا فرمول بزرگنمایی حاكی از آن است كه برای بزرگنمایی حدی وجود ندارد.هر بزرگنمایی مورد نظری مثلا یك ملیون مرتبه را می توان به یكی از سه طریق زیر به دست آورد:
1_با بزرگ كردن فاصله ی كانونی شیئی یعنی با به كار بردن عدسی ای كه در مركز فقط اندكی كلفت تر از لبه هاست.
2_با كوچكتر كردن فاصله ی كانونی چشمی.عملا یعنی استفاده از عدسی ای كه در مركز بسیار كلفت تر از لبه هاست.
3_باتركیب حالت های 1 و 2.
آنچه فرمول بر آن دلالت دارد درست است.از لحاظ نظری حدی برای بزرگنمایی وجود ندارد.اما در استفاده از بزرگنمایی های خیلی زیاد چهار محدودیت مهم وجود دارد:
1_بزرگ نمودن با بزرگ كردن اندازه ی تصویر جعلی از وضوح تصویر می كاهد.هر چه بزرگ نمایی بیشتر باشد وضوح و تمایز تصویر كمتر است.هیچ فایده ای ندارد كه با افزایش بزرگنمایی از توان تفكیك تلسكوپ فراتر رویم.
2_افزایش بزرگ نمایی موجب كاهش روشنی تصویر می شود.مقدار نور واحدی بر سطح بزرگتری پخش می شود و نتیجه ی آن كمنور بودن تصویر است.
3_افزایش بزرگنمایی میدان دید واقعی را كم میكند.با دو برابر كردن بزرگنمایی قطر زاویه ای دید نصف می شود.
از اصطلاحات فنی میدان دید 5487 در ارتباط با تلسكوپ زیاد استفاده می شود.بنا به تعریف میدان دید نسبت دو كمیت دیگر است كه از ویژگی های هر تلسكو اند.این كمیت ها عبارتند از:الف_میدان دید ظاهری چشمی|ب_بزرگنمایی زاویه ای تلسكوپ.
میدان دید واقعی=میدان دید ظاهری چشمیتقسیم بر بزرگنمایی
میدان دید ظاهری هر چشمی كمیت ثابتی است و آن را معمولا سازنده ی آن بر حسب درجه ی قوس در اختیار ما می گذارد.بزرگنمایی را به سهولت می توان با تقسیم شیئی بر چشمی تعیین كرد.
4_افزایش بزرگنمایی چشمك زدن ستارگان را تشدید می كند و به طور اساسی مشاهده ی ستاره هایی را كه نزدیك یكدیگر اند مختل می سازد.چشمك زدن ستارگان كه بسیار مورد توجه برخی از شاعران است منبع درد سر بزرگی برای رصد كننده ی نجوم به شمار می رود.چشمك زدن در واقع تغییرات سریع در روشنی ظاهری و رنگ ستاره است كه با تموج های سریع در مكان ظاهری آن همراه است.این تغییرات و تموج ها كانلا معمول اثر جو زمین بر نور ستاره ای است كه از آن می گذرد.این تغییرات در یك تلسكوپ بزرگ بسیار بزرگ می شود.چندان نا معمول نیست كه تلسكوپی بزرگ در شبی كاملا بی ابر بر اثر شرایط بد دید عملا بی فایده شود.
به این چهار دلیل حدی عملی برای حد اكثر بزرگنمایی وجود دارد.حداكثر بزرگنمایی معمولا كمتر از 50 بار به ازای هر2/5سانتیمتر از قطر شیئی در نظر گرفته می شود.یك تلسكوپ 10 سانتیمتری حداكثر باید تا بزرگنمایی 200بار مورد استفاده قرار گیرد.
حداقلی نیز برای بزرگنمایی مفید وجود دارد كه معمولا 4 بار به ازای هر 2/5سانتی متر از قطر شیئی است.اگر بزرگنمایی از این كمتر باشد ستون نوری كه از چشمی خارج می شود برای ورود به مردمك چشم بسیار بزرگ خواهد بود و قسمتی از نور به هدر خواهد رفت.

---

قسمت بعد: روش های استقرار تلسكوپ

ثور ( Tau ) ::.

زمان رسیدن به نصف النهار:  548725 دی؛

مساحت: 797 درجه مربع

ثور یکی از صورت فلکی هایه شناخته شده اولیه است که چهره یک گاو نر را که نمادی برای قدرت و با روری در ساطیر بسیاری از تمدن هاست، نشان میدهد. این مکان، منزلگاه خوشه های ستاره ای پروین و قلایص در محدوده دایره البروج است و به همین لحاظ ثور، برای علاقه مندان به ستاره شناسی مجموعه بسیار جالبی است.

ستاره ها ::.

الفای ثور یعنی دبران که در عربی به معنی "تعقیب کننده" ( خوشه پروین ) است چشم گاو را نشان میدهد و به نظر میرسد که متعلق به خوشه قلایص باشد، اما در حقیقت چنین نیست و با ان ارتباطی ندارد.. طیف این ستاره از نوع K5 III ، با قدر 9/0 به فاصله فقط 60 سال نوری با زمین است. ستاره دبران به اندازه کافی روشن است که بتواند رنگ نارنجی - قرمز خود را به سادگی به ما نشان دهد.

اجرام عمقی اسمان ::.

گروه 200 ستاره ای قلایص در وسعتی به طول 6 درجه و فاصله 140 سال نوری از زمین قرار گرفته و به شکل حرف وی ( V )، صورت فلکی ثور را میسازد که به سادگی و با چشم غیر مسلح قابل مشاهده است. خوشه پروین ( M45 )، یا هفت خواهران اسطیر یونانی، در واقع یک خوشه باز نسبتا جوان متشکل از صدها ستاره در سطحی که 2 درجه را می پوشاند، در فاصله 5/4 سال نوری از ما قرار گرفته است. در یکی از شاخ های گاو، مشهور ترین باقیمانده یک ابر نواختر، معروف به سحابی خرچنگی ( M1 ) قرار گرفته است که دارای قدر هشتم با چادری از گاز است که یک تپ اختر ( پالسار ) در حال چرخش ابر متراکم را احاطه کرده است.

---

صورت های فلکی بعدی: جام ( Crt ) ، پیاله | غراب ( Crv ) ، کلاغ یا زاغ

جو در نجوم ::.

جو زمین به چند طریق بر تابش وررودی تاثیر می گذارد:
1. بازتاب 5487 | 5487 2. جذب 5487 | 5487 3. پراکندگی 5487 | 5487 4. شکست نور.

1. بازتاب: پدیده فلق و شفق نتیجه مستقیم انعکاس نور از ذرات غبار و دود است. اشعه خورشید پس از غروب یا پیش از طلوع ان، از این ذرات به 5487سمت زمین باز میتابد و بدین طریق بر طول روز افزوده میشود. شفق ( یا فلق ) نجومی تا زمانی که مرکز خورشید 18 درجه در افق فرو رود، دوام میاورد. از ان پس حتی کمسو ترین ستاره را میتوان دید.

2. جذب: جو زمین جذب کننده گزینشی است؛ برخی از طول موج های نور را تقریبا صد در صد و طول موج های دیگر را فقط تا اندازه ای، جذب میکند. تابش فرابنفش کوتاه یکسره در جو زمین جذب میشود. در مورد امواج نور فقط بخشی از ان ها جذب میگردد.

جذب گزینشی کار منجم را دشوار میسازد. نوری که به چشم ناظر میرسد تفاوتی عمده با نوری دارد که ستاره را ترک گفته است. این تفاوت باید در مطالعه طیف ستارگان مخلوط شود.

3. پراکندگی: این اثر معلول پراکنش نور از ملکول های هوا است و میزان ان به نور بستگی دارد. نور ابی به سهولت بیستری از نور سرخ 5487 پخش یا پراکنده میشود. این پراکندگی گزینشی، هم علت رنگ ابی اسمان و هم موجب رنگ سرخ و نارنجی غروب است. رنگ ابی اسمان معلول ارجحتی است که ملکول های طبقاتی فوقانی جو برای پراکندگی این رنگ قایل می شوند و نور ابی را در همه جهات می پراکنند. رنگ سرخ و نارنجی غروب از ان رو است که اشعه مستقیم به هنگام غروب بخش عمده نور ابی خود را از دست میدهد و رنگ سرخ به جا میماند.

4. شکست نور: نور چون از فضای میان - ستاره ای وار جو شود، میشکند و هرچه بیشتر به لایه های چگال تر نزدیک سطح زمی نفوذ کند، بیشتر میشکند. در نتیجه همه اجرام اسمانی بالاتر از انچه واقعا هستند به نظر میرسند. میزان این افزایش در ارتفاع در نزدیکی افق از همه جا بیشتر است و هرچه بیشتر به سمت الراس نزدیک تر میشویم کمتر میشود.در نزدیکی افق، مقدار این شکست بالغ لر نیم درجه است در ارتفاع 10 درجه از افق مقدار ان به یک دهم درجه کاهش پیدا میکند و البته در سمت الراس صفر است.

شکست نور موجب میشود که ستاره ها و خورشید را یتوان اند اندک زمانی پیش از طلوع و مدت کوتاهی پس ز غروب کرده اند ، دید و نیز شکست نور باعث چشمک زدن ستارگان میشود. چگالی هوا در سطوح مختلف ب اثر بادهای موجود در ان سطوح، نسبتا به سرعت تغییر میکند. شکست نور ستارگان در عبور از هوا، از یک لایه به لایه دیگر فرق میکند و این علت "چشمک زدن" ستاره ها است.

---

قسمت بعدی: سیارک ماه | Moon

تکشاخ ( Mon ) ::.

زمان رسیدن به نصف النهار: 1 اسفند؛

مساحت 482 درجه مربع

صورت فلکی تکشاخ در مدارک آشوری ها، حیوانی است با یک شاخ که سر و سرست ان شبیه به اسب، و ران ان شبیه به کره اسب با دمی شبیه به شیر میباشد ( 600 تا 2700 سال قبل از میلاد ). محققان جدید چنین تصور میکنند که تکشاخ نشات گرفته از یک اشتباه مکتوب در شرح کرگدن هندی است. این صورت فلکی در مجموع، جدید میباشد و در حدود سال 1624 به وسیله دانشمند المانی یا کوب بارچ نامگذاری شده است.

ستاره ها ::.

ستاره بتا که با چشم غیر مسلح به صورت تکی دیده مشود، یکی ستاره چهارتایی در فاصله 715 سال نوری است.

اجرام عمقی اسمان ::.

M50 یک خوشه باز قسنگ با قدر 6 واقع در نزدیکی مرز کلب اکبر است که میتوان ان را در یک سوم راه بین خط واصل شعرای یمانی ( Alfa Cma ) به شعرای شامی ( Alfa CMi )، یافت. ضمنا میتوان ان را با دوربین های دو چشمی و یا تلسکوپ هم مشاهده کرد که در متطقه ای به پهنای 16 دقیقه ی قوسی با 100 ستاره قرار دارد. NGC 2244 و NGC 2264 از خوشه های باز روشن در شمال تکشاخ هستند. NGC 2244 به وسیله سحاب روزت ( Rossete ) احاطه شده و میتوان ان را در شرایط خوب رصدی از درون دوربین دو چشمی هم مشاهده کرد.

---

صورت فلکی بعدی: ثور ( Tau ) ، گاو

جو ::.

گرداگرد سطح زمین را پوششی از هوا احاطه کرده است. این پوشش ادمی را از تابش فرا بنفش خورشید محفوظ میدارد و موجب اعتدال دماهای بسیار متفاوت سطح زمین میشود.

هوا مخلوطی از چند گاز است نه ترکیبی نه شیمیایی. %78 حجمی این مخلوط نیتروژن و 21 درصد ان اکسیژن و کمتر از 1 درصد ان آرگون است و مقدار بسیار کمی گاز کربنیک و بخشار اب دارد. احتمالا این درصد ها در بخش فوقانی جو متفاوت است و در ارتفاعات 50 تا هفتاد کیلومتر از سطح زمین ئیدرژن و هلیوم اهمیت خاصی پیدا میکند.

فشار متوسطی که این جو در سطح دریا وارد میاورد برابر با 101،325 نیوتون بر متر مربع یا 2/1013 میلی بار است. میلی بار واحدی است که در هواشناسی به کار میرود. البته مقدار بالا یک مقدار متوسط است. مقدار واقعی فشار جو با زمان تغییر میکند. معمولا فشار های زیاد - مثلا 1،030 میلی بار - با وضعیت جوی خوب همراه است و فشار های کم - مثلا 980 میلی بار - با بارندگی.

فشار در سطح دریا را وزن هوایی موجب میشود که روی ان قرار دارد. چون از سطح دریا بالاتر رویم فشار کم میشود. در ارتفاع 5/5 کیلومتری فشار نصف 1،013 میلی بار است و در ارتفاع 11 کیلومتری یک چهارم ان.

هر 5/5 کیلومتر، فشار به نصف مقدار قبلی کاهش میابد.

چگالی هوا نیز از همان قاعده فشار تبعیت میکند. در ارتفاع 5/5 کیلومتر از سطح دریا، چگالی 50 درصد مقدار ان در سطح دریاست. در 160 کیلومتری، چگالی هوا کمتر از چگالی بهترین خلایی است که در ازمایشگاه میتوان به دست اورد. اطلاعاتی که از ماهواره های ونگارد و اکسپلورر 9 به دست امده به وضوح تمام نشان میدهد که چگالی در هر ارتفاع معین از روزی به روز دیگر کاملا تغییر میکند و علت عمده این تغییر، تغییرات فعالیت خورشیدی است.

جو زمین دارای لایه ای فوقانی نیست که کاملا مشخص و مجزا باشد. مطالعه شخانه ها دال بر وجود هوا تا حدود 160 کیلومتری سطح 5487زمین است؛ مطالعه شفق هایه قطبی از وجود هوا، دست کم در ارتفاع 700 کیلومتر از سطح دریا حکایت میکند. جو زمین را میتوان به چهار لایه تقسیم کرد:
1. گشت کره 5487 | 5487 2. پوش کره 5487 | 5487 3. یون کره 5487 | 5487 4. بیرون کره.

1: یکی از کارهای گشت کره تنظیم دما در سطح زمین است. انرژی خورشیدی معمولا به مقدار زیاد در عرض های جغرافیایی کم و به مقدار کمتری در عرض های جغرافیایی شمالی تامین میشود. گردش هوا میان عرض های جغرافیایی مختلف قسمتی از این گرمای اضافی را همراه با توده های عظیم هوا به نواحی سرد تر ( ویا بلعکس ) منتقل میکند. توده های هوای گرم مقادیر زیادی گرما را با خود به شمال میبرند و توده هایه هوای سرد به جنوب منتقل میشوند تا عرض های جغرافیایی جنوبی را سرد کنندمرزهای میان این توده های وسیع هوا را جبهه گویند.

در این مرزها میان توده های هوا، یعنی در جبهه ها است که قسمت عمده سرایط جوی سخت و طوفانی - ابر و مه و انواع بارندگی - واقع میشود. ارتفاع گشت کره با عرض جغرافیایی تغییر میکند و از 16 کیلومتر از سطح دریا در استوا به کمتر از 8 کیلومتر در قطب ها میرسد.

دمای گشت کره از مقدار متوسط 13 درجه سانتی گراد در سطح دریا به مقدار 50 - درجه سانتی گراد در راس این لایه ها کاهش پیدا مینکند. گشت مرز، مرز فاصل میان گشت کره و لایه بعدی است.

2: پوش کره تا 65 کیلومتر فراتر از گشت کره ادامه میابد. دما در 15 کیلومتر اول این لایه در مقدار متوسط 50 - درجه سانتی گراد ثابت میماند؛ سپس در 15 کیلومتر بهدی به 0 درجه سانتی گراد و بالا خره در 30 کیلومتر بالای این این لایه به 110 - درجه سانتی گراد نزول میکند.

جریان های هوا در پوش کره بیشتر افقی یعنی به موازات سطح زمین است. از نظر شیمیایی، پوش کره جز در دو مورد زیر شبیه نواحی پایینس جو است:
1. بخار اب ان کمتر است.

2. ازن ان بسیار بیشتر است. ازن ( O₃ ) از تاثیر تابش فرا بنفش خورشید بر ملکول های اکسیژن ( O₂ ) در پایین ترین بخش ( 15 کیلومتر ) پوش کره به وجود میاید.

نکته ::. ازن مرکب از ملکول هایی با سه اتم اکسیژن است نسبت به تابش فرابنفش خیلی کوتاه خورشید کدر است. جذب تابش فرابنفش به وسیله ازن بسیار مهم است، زیرا این تابش برای همه انواع حیات بر روی زمین فوق العاده زیان اور است. .:: نکته

 5487توجه |پوش کره در حدود 5487یک پنجم جرم کل جو را شامل میشود |

3: ضخامت یون کره از 80 تا 500 کیلومتر تغییر میکند. عده اتم های یونیده 5487 در ان قابل ملاحظه است. یونش، معمول تابش فرا بنفش و پرتو X خورشید است. در یون کره سه لایه متمایز از یکدیگر را میتوان تشخیص داد که به لایه های D ، E و F معروف اند و هر لایه ویژگی های خود را دارد. اما هر سه لایه از نظره مخابره رادیویی بلند برد واجد اهمیت بسیار است. انعکاس های متوالی امواج میان این لایه ها و زمین ارسال پیام های رادیویی را به دور زمین ارسال پیام های رادیویی را به دور زمین امکان پذیر میسازد.

لایه D ، به ارتفاع حدود 100 کیلومتر از سطح دریا، برای بازتاب مخابرات رادیویی با طول موج بلند واجد اهمیت است. لایه E در 140 کیلومتری سطح دریا در بازتاب امواج رادیویی با طول موج متوسط از همه کار آتر است و بالاخره لایه F در ارتفاع 240 کیلومتری، مخابرات رادیویی با طول موج کوتاه را باز میتابد.

اشعه ای که از شراره های خورشید گسیل میشود، در طی مدتی که این شراره های فام سپهری دوام دارند، به شدت مخابرات رادیویی را مختل میکند.

4: بیرون کره لایه ای است که بالاتر از یون کره جای دارد و تا فضای خارج ادامه میابد. در این ناحیه است که فرار ملوکولی و اتمی از جو زمین قابل ملاحظه گردید. اتم ها و ملکول های سبکتر حتی اگر در قاعده بیرون کره باشند میتوانند بگریزند ولی ذرات سنگین تر تنها از ارتفاعات بالا می گریزند. میدان مغناطیسی زمین مانع فرار ذرات یونیده میشود.

تقسیم بندی تفصیلی تر لیه های جو، به شرح زیر است:
گشت کره، میان کره، گرما کره و بیرون کره.

میان کره بعد از گشت کره جای دارد. در این لایه دما نزول میکند و به 100 - درجه سانتی گراد میرسد. مرز فوقانی میان کره مز و پاز نام دارد. از مز و پاز به بالا دما 5487افزایش میابد.

یون کره بخش تحتانی گرماکره است. در گرما کره، دما با ارتافع زیاد میشود و به 2000 درجه سانتی گراد میرسد.

---

قسمت بعدی زمین: جو در نجوم ( اخرین قسمت زمین )

مغناطیس زمین ::.

شکل میدان مغناطیسی زمین در تقریب اول شبیه میدان در نزدیک اهنربای میله ای است. محور میدان مغناطیسی زمین زاویه ای 12 درجه با محور جغرافیایی زمین میسازد. یکی از قطب های مغناطیسی در نزدیکی خلیج هودسن ( در کانادا ) است و دیگری در سرزمین ویکتوریا در قاره جنوبگان. چنین به نظر میرسد که مکان قطب ها گهگاه تغییر میکند.

میدان مغناطیسی زمین را معلول جریان های اهن مایع در هسته زمین میدانند.

یکی از موارد استفاده از میدان مغناطیسی زمین، جهت یابی عقربه قطب نمای مغناطیسی است. عقربه قطب نما جهتی موازی با خط مغناطیسی موضعی اختیار میکند.

ماهواره ها و گردونه های تجسس فضایی نشان داده که میدان مغناطیسی گرداگرد زمین بسی پیچیده تر از تقریب اولی است که در بالا بدان اشاره شد. این پیچیدگی معلول بر هم کنش میان میدان مغناطیسی حاصل از باد خورشیدی و میدا مغناطیسی "عادی" زمین است.

حاصل این بر هم کنش میدانی است موسوم به مغناطیس کره که تا 80 هزار کیلومتر در سمت خورشید و 240 هزار کیلومتر دز سوی مخالف ادامه میابد. اطلاعات حاصل از ماهواره اکسپلورر 10 در سال 1961وجود این "دنباله" 240 هزار کیلومتری را اشکار ساخت.

کمربند ذرات باردار پر انرژی ::.

زمین را علاوه بر میدان مغناطیسی، دو کمربند از ذرات باردار پر انرژِ احاطه کرده است. این کمربند ها بیشتر متشکل از پروتون ها و الکترون ها پر انرژِی است که در میدان مغناطیسی زمین به دام افتاده اند.

این کمربندها که به اسم فیزیکدان امریکایی جیمز آ. وان الن نامیده شده است، در ضمن 5487یکی از برنامه های تحقیقاتی ماهواره اکسپلورر 1 در سال 1958 کشف شد و سپس با اطلاعاتیکه پایونیر 3 در 1959 به دست اورد مورد تایید قرار گرفت. کمربندها به شکل چنبره اند. کمربند داخلی به فاصله 3،200 کیلومتری و کمربند بیرونی در فاصله 16،00 کیلومتری سطح زمین قرار دارد.

پروتون ها و نوترون هایه به دام افتاده، مسیری مارپیچی را به دور خطوط نیروی مغناطیسی زمین می پیمایند و در چند روز یا چند هفته ای که در دام اند، میان دو نیمکره رد و بدل میشوند.

---

قسمت بعدی زمین: جو

رقص محوری ::.

منحنی ای که محور زمین رسم میکند دایره صاف و یکدستی نیست. این منحنی تموج هایه کوچکی دارد که معلول نوسان های محور زمین حول وضعیت میانگین 27 دقیقه و 23 درجه است. حرکت واقعی محوری ترکیبی است از حرکت تقدیمی و این "نوسان ها". حرکت اخیر به رقص محوری موسوم است. دوره تناوب این تموج، 19 سال است. بیشترین مقدار انحراف ان 9 ثانیه قوس است.نیروی گرانش ماه علت عمده رقص محوری است.

ساختمان داخلی زمین ::.

مشاهده مستقیم داخل زمین، تنها برای چندین کبلومتر از سطح به پایین امکان 5487پذیر است. ضخامت پوسته زمین در قاره ها بیش از 30 کیلومتر است و در زیر اقیانوس ها به ندرت از 5 کیلومتر فراتر میرود.

دانش ما از لایه هایی که زیر این پوسته قرار دارد از تحلیل امواج زمین لرزه حاصل امده است.

زمین لرزه ها معمول لغزش قسمتی از پوسته زمین نسبت به قسمت های مجاور است. شکستی که در پوسته ها ایجاد میگردد، گسله نامیده میشود.

به هنگام لغزیدن، سه نوع موج زمین لرزه ایجاد میشود:
1. موج سطحی 5487 | 5487 2. موج اصلی 5487 | 5487 3. موج ثانوی.

1: موج سطحی چنان که از نامش بر میاید مانند امواج اقیانوس بر سطح زمین گذر میکند و در میان سه موج بالا از همه کند تر و بسیار خطرناک تر است.

2: موج اصلی که از حیث سرعت در مرحله بعدی قرار دارد، از مواد جامد و مایع میکذرد. موجی است طولی( تراکمی ) شبیه امواج صوتی. ذرات مواد جامد و مایع در امتداد خط انتشار موج نوسان میکند.

3: موج ثانوی از همه سریع السیر تر است و تنها از مواد جامد میگذرد. موجی است عرضی شبیه امواج اقیانوس. ذرات در امتداد خطی عمود بر خط انتشار موج نوسان می کنند.

سرعت این امواج با افزایش چگالی ماده ای که از ان می گذرند، زیاد میشود. تغییر ناگهانی جنس مواد موجب تغییر تندی و امتداد حرکت امواج میشود.

رصد خانه هایی که در اکناف زمین پراکنده اند زمان دریافت امواج گوناگون 5487زمین لرزه را به دقت تمام ثبت میکنند. مطالعه ی اختلاف زمان در دریافت امواج اصلی و ثانوی به وسیله چند رصد خانه، نه تنها کانون لرزه را مشخص میکند بلکه اطلاعاتی نیز بزای بر اورد چگالی توزیع مواد در داخل 5487زمین، که زمین لرزه از میانشان گذشته است، در اختیار ما قرار میدهد.

تصویری که از این پژوهش حاصل امده حاکی از این است که داخل زمین متشکل از 4 بخش دانست:
1. پوسته 5487 | 5487 2. جبه 5487 | 5487 3. هسته 5487 | 5487 4. هسته دورنی.

1: پوسته لایه ای است که بیش از همه میشناسیم و چنان که در بالا گفته شد، ضخامتی در حدود 30 کیلومتر در زیر قارها دارد ولی ضخامت ان در زیر اقیانوس ها به ندرت از 5 کیلومتر فراتر میشود. تجزیه شیمیایی نشان میدهد که پوسته تقریبا از 47 درصد اکسیژن، 28 درصد سیلیسیم، 8 درصد المینیوم، 5 درصد اهن و درصد های اندکی از تعداد زیادی عناصر دیگر تشکیل شده است.

2: جبه که تا عمق بین 2900 و 3100 کیلومتر ادامه پیدا میکند، از لحاظ شیمیایی به طور عمده متشکل تز سیلیکات هایی اکنده از منیزیوم و اهن است.

نکته ::. ناپیوستگی موهو، که به نام کاشف ان اندریا موهورو یچچیچ، زمین فیزیکدان یوگسلاو نامیده شده، مرز میان پوسته و جبه است. .:: نکته

3: هسته بیرونی بیش از 1900 کیلومتر ضخامت دارد به احتمال زیاد از نیکل و اهن تشکیل شده است و چون امواج ثانوی نمیتوانند از ان بگذرند، احتمالا باید به حالت مایع باشد.

4: هسته داخلی شعاعی در حدود 1500 کیلومتر دارد. این قسمت نیز مانند لایه خارجی احتملا از نیکل - اهن تشکیل شده است. تغییراتی که در انتشار امواج اصلی صورت میپذیرد حاکی از ان است که این الیاژ فلزی به حالت جامد است.

نکته ::. چگالی متوسط زمین 5/5 گرم بر سانتی متر مکعب است. چگالی مواد در نزدیکی سطح زمین 7/2 یا کمتر از نصف چگالی متوسط زمسن است. .:: نکته

این فرض که هسته زمین از نیکل - اهن است، مقدار زیادی از چگالی متوسط زمین را توضیح میدهد. حرکت دورانی این هسته فلزی، علت میدان مغناطیسی زمین شمرده میشود.

---

قسمت بعدی زمین: مغناطیس زمین | کمربند ذرات باردار پر انرژی

 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 عدسی-آینه ای(كاتادیوپتریك)
تلسكوپ اشمیت::.
اینه ی تلسكوپ بازتابی باید سهمی وار باشد تا كجنمایی كروی از بین برود.در سال 1931 برنارد اشمیت سیستمی مركب از عدسی و آینه اختراع كرد كه در آن از آینه ی كروی كه ساختن آن اسان است استفاده می شود.انحراف شكل كروی از سهمی وار توسط عدسی نازكی كه تیغه ی تصحیح كننده نام دارد و در مركز انحنای آینه جای می گیرد تصحیح می شود.
تیغه ی تصحیح كننده موجب واگرایی شعاع هایی می شود كه نزدیك به لبه ی تیغه اند به طوری كه پس از بازتاب به همان نقطه ای می آیند كه شعاع های نزدیك به محور بدان می رسند.
اندازه ی تلسكوپ اشمیت را قطر تیغه ی تصحیح كننده مشخص می كند كه معمولا دو سوم گشودگی آینه ی شیئی است.بنابر این قطر عدسی تصحیح كننده ی تلسكوپ اشمیت 122 سانتی متری رصد خانه ی مونت پالومار 122سانتیمتر و قطر آینه ی شیئی آن 183 سانتیمتر است.
گوشزد:تلسكوپ هایی كه نسبت كانونی آن ها كمتر از 8 است اختر نگار نامیده می شود.این تلسكوپ ها بیشتر برای عكسبرداری از نواحی وسیعی از اسمان شامل چندین هزار ستاره است به كار می رود.
صفحه یا فیلم عكاسی باید خم شود تا بر انحنای صفحه ی كانونی منطبق گردد و به این ترتیب تصویری بسیار خوب از تمامی میدان دید به دست می آید.
تلسكوپ ماكسوتف-باورز::.(Maksutov-Bouwers)
در این تلسكوپ نیز مانند تلسكوپ اشمیت از آینه ی كروی استفاده می شود كه ساختن آن آسان است.
واگرایی لازم برای آن كه شعاع ها به درستی كانونی شوند با استفاده از عدسی ضخیمی به نام عدسی هلالی كه سطوح آن كروی است حاصل می شود.ساختن سطوح كروی بسیار ساده تر از ساختن سطح پیچیده ی تیغه ی تصحیح كننده ی تلسكوپ اشمیت است.

---

توجه توجه:عزیزانی كه از مباحث ما در سایت یا وبلاگ یا حتی مقاله های درسی خود استفاده می كنند حتما نام منبع را ذكر كنند.

تازی ها ( CVn ) ::.

زمان رسیدن به نصف النهار: 30 اردیبهشت؛

مساحت: 465 درجه مربع

سگان شکاری در کنار چوپان عوا قرار گرفته اند که معمولا به صورت یک جفت تازی خاکستری ترسیم میوشند. اینها با افسار، در حال تعقیب خرس های دب اکبر و اصغر هستند. تازی ها یک صورت فلکی نوین است که از سال 1687 توسط یوهانس هولیوس تعریف شده است.

ستاره ها ::.

الفای تازی ها درخشنده ترین ستاره این صورت فلکی به نام Cor Caroli "قلب چارلز" نامگذاری شده که احترامی است به شاه انگلستان، چالز دوم. این یک ستاره دوتایی و ترکیبی از ستارگان نوع A0 V و F0 V با قدر 9/2 و 5/5 میباشد. فاصله این ستاره جفتی تا زمین معادل 13 سال نوری است.

اجرام عمقی اسمان ::.

M 3 یکی از مجلل ترین خوشه های ستاره ای اسمان با قطری حدود 10 دقیقه قوسی است که با ستارگان قدر ششم، مات به نظر میرسد. با یک تلسکوپ 6 اینچی میتوان صد ها ستاره مجزا از هم را تشخیص داد. کهکشان گردابی ( ویرل پول یا M51 ) در گوشه شمال شرقی این صورت فلکی ( نه چندان دور نسبت به دسته ابگردان دب اکبر ) در تلسکوپ های کوچک، با قطر 10 دقیقه قوسی و قدر هستم به صورت لکه ای مات قابل مشاهده است. کهکشان همدم ان یعنی NGC 5195 را میتوان با قدر 11 تشخیص داد.

---

صورت فلکی بعدی: تکشاخ ( Mon )