اخترشناسی: تفاوت میان نسخه‌ها

۲۱ بایت حذف‌شده ، ۱ سال پیش

بدون خلاصۀ ویرایش

Automoderated users، ربات‌ها، دیوان‌سالاران، checkuser، مدیران رابط کاربری، moderation، Moderators، پنهانگران، مدیران، userexport، سرویراستار

۴۷٬۸۴۷

ویرایش

@@ خط ۸: / خط ۸: @@
 '''خورشید در مرکز'''. ۱۵۴۳ سرآغاز عصری نو بود. در آن سال کُپرنیک<ref>Copernicus</ref>، کشیش لهستانی، اثری با عنواندر باب گردش افلاک آسمانی<ref>''De Revolutionibus Orbium Coelestium''</ref> منتشر کرد و در آن نشان داد که مرکز منظومۀ سیّاره‌ای ما خورشید است، نه زمین. کُپرنیک از بسیاری جهات دیگر در اشتباه بود، ازجمله آن‌که هنوز باور داشت مدار تمام اجسام آسمانی باید کاملاً دایره‌ای باشد. تیکو براهۀ<ref>Tycho Brahe</ref> دانمارکی با استفاده از ابزارهای پیشرفته و به کارگیری مهارت شخصی‌اش دقت رصدها را افزایش داد. [[کپلر، یوهان (۱۵۷۱ـ۱۶۳۰)|یوهان کپلر]]<ref>Johannes Kepler</ref>، ریاضی‌دان آلمانی، برای اثبات اعتبار منظومۀ کُپرنیکی از رصدهای براهه استفاده کرد، اما خارج‌کردن زمین از مرکزیت عالم با مخالفت‌های سرسختانه‌ای روبه‌رو شد. کلیسای کاتولیک آشکارا با این نظر دشمنی می‌ورزید و شگفتا براهه هم هرگز این نظر را که ممکن است زمین به‌دور خورشید بگردد، نپذیرفت. بااین‌حال، تا پیش از پایان قرن ۱۷، کار نظری آیزاک نیوتون<ref>Isaac Newton</ref> مکانیک آسمانی را بنیاد نهاد.
-'''گالیله و تلسکوپ'''. تلسکوپ شکستی را [[لیپرشای، هانس (ح ۱۵۷۰ـ۱۶۱۹)|هانس لیپرشای]]<ref>Hans Lippershey</ref> در [[هلند]]، حدود ۱۶۰۸، اختراع کرد. [[گالیله، گالیلیو (۱۵۶۴ـ۱۶۴۲)|گالیله]]<ref>Galileo</ref>، دانشمند ایتالیایی، در زمستان ۱۶۰۹ـ۱۶۱۰ نخستین‌بار از آن در نجوم استفاده کرد و بلافاصله به کشف‌های خارق‌العاده‌ای دست یافت. او چهار قمر بزرگ‌تر مشتری<ref>Jupiter</ref> را یافت که نظریۀ کُپرنیکی را بسیار تقویت می‌کردند. همچنین، حفره‌های شهابی<ref>craters</ref> ماه، اهلۀ زهره<ref>phases of venus</ref>، و هزاران ستارۀ کم‌فروغ کهکشان ما<ref>our Galaxy</ref>، راه شیری<ref>Milky Way</ref>، را دید. درشت‌نمایی قوی‌ترین تلسکوپ گالیله تنها ۳۰ برابر بود، اما طولی نکشید که تلسکوپ‌های بزرگ‌تری ساخته شدند و رصدخانه‌های رسمی تأسیس شدند. تلسکوپ گالیله تلسکوپی شکستی بود، یعنی نور را از راه عدسی شیشه‌ای یا شیئی گرد می‌آورد. دشواری‌های طراحی و ساخت این نوع تلسکوپ، نیوتون را در ۱۶۷۱ برآن داشت که تلسکوپ بازتابنده‌ای بسازد که در آن نور با استفاده از آینۀ خمیده گردآوری شود.
+'''گالیله و تلسکوپ'''. تلسکوپ شکستی را [[لیپرشای، هانس (ح ۱۵۷۰ـ۱۶۱۹)|هانس لیپرشای]]<ref>Hans Lippershey</ref> در [[هلند]]، حدود ۱۶۰۸، اختراع کرد. [[گالیله، گالیلئو|گالیله]]<ref>Galileo</ref>، دانشمند ایتالیایی، در زمستان ۱۶۰۹ـ۱۶۱۰ نخستین‌بار از آن در نجوم استفاده کرد و بلافاصله به کشف‌های خارق‌العاده‌ای دست یافت. او چهار قمر بزرگ‌تر مشتری<ref>Jupiter</ref> را یافت که نظریۀ کُپرنیکی را بسیار تقویت می‌کردند. همچنین، حفره‌های شهابی<ref>craters</ref> ماه، اهلۀ زهره<ref>phases of venus</ref>، و هزاران ستارۀ کم‌فروغ کهکشان ما<ref>our Galaxy</ref>، راه شیری<ref>Milky Way</ref>، را دید. درشت‌نمایی قوی‌ترین تلسکوپ گالیله تنها ۳۰ برابر بود، اما طولی نکشید که تلسکوپ‌های بزرگ‌تری ساخته شدند و رصدخانه‌های رسمی تأسیس شدند. تلسکوپ گالیله تلسکوپی شکستی بود، یعنی نور را از راه عدسی شیشه‌ای یا شیئی گرد می‌آورد. دشواری‌های طراحی و ساخت این نوع تلسکوپ، نیوتون را در ۱۶۷۱ برآن داشت که تلسکوپ بازتابنده‌ای بسازد که در آن نور با استفاده از آینۀ خمیده گردآوری شود.
 '''کشف‌های بعدی'''. در قرون ۱۷ و ۱۸ اخترشناسان بیشتر به اندازه‌گیری‌های موضعی می‌پرداختند. [[هرشل، ویلیام (۱۷۳۸ـ۱۸۲۲)|ویلیام هرشل]]<ref>William Herschel</ref> در ۱۷۸۱ [[اورانوس]]<ref>Uranus</ref> را کشف کرد؛ کمی بعد، چهار سیّارک<ref>asteroid</ref> نخستین کشف شدند: کِرِس<ref>Ceres</ref> (۱۸۰۱)، پالاس<ref>Pallas</ref> (۱۸۰۲)، [[یونو (اخترشناسی)|یونو]]<ref>Juno</ref> (۱۸۰۴) و [[وستا (اخترشناسی)|وِستا]]<ref>Vesta</ref> (۱۸۰۷). محل [[نپتون (اخترشناسی)|نپتون]]<ref>Neptune</ref> را [[گاله، یوهان گوتفرید (۱۸۱۲ـ۱۹۱۰)|یوهان گاله]]<ref>Johann Galle</ref> درپی محاسبه‌های [[آدامز، جان کوچ (۱۸۱۹ـ۱۸۹۲)|جان کوچ آدامز]]<ref>John Couch Adams</ref>، اخترشناس بریتانیایی، و [[لوریه، اوربن ژان ژوزف (۱۸۱۱ـ۱۸۷۷)|اوربن ژان ژوزف لِوریه]]<ref>Urbain Jean Joseph Leverrier</ref>، اخترشناس فرانسوی، پیدا کرد (۱۸۴۶). مورد قابل توجه دیگر، اندازه‌گیری فاصلۀ یک ستاره بود که نخستین‌بار [[بسل، فریدریش (۱۷۸۴ـ۱۸۴۶)|فریدریش بسل]]<ref>Friedrich Bessel</ref>، اخترشناس آلمانی، با اندازه‌گیری اختلاف‌منظر<ref>parallax</ref> ستارۀ ۶۱ دجاجه<ref>cygni</ref> آن را انجام داد (۱۸۳۸). او این فاصله را در حدود شش سال نوری محاسبه کرد که نصف فاصلۀ واقعی است. طیف‌بینی اخترشناسی<ref>astronomical spectroscopy</ref> را نخستین بار فرانهوفر<ref>Fraunhofer</ref> در آلمان، و سپس افرادی چون [[سکی، پیترو آنجلو (۱۸۱۸ـ۱۸۷۸)|پیِترو آنجلو سِکّی]]<ref>Pietro Angelo Secchi</ref> و [[هاگینز، ویلیام (۱۸۲۴-۱۹۱۰)|ویلیام هاگینز]]<ref>William Huggins</ref> ابداع کردند. در همان زمان [[کیرشهوف، گوستاو (۱۸۲۴ـ۱۸۸۷)|گوستاو کیرشهوف]]<ref>Gustav Kirchhoff</ref> طیف‌های خورشید و ستاره‌ها را با موفقیت‌ تفسیر کرد. در دهۀ ۱۸۶۰، عکس‌های خوبی از ماه گرفته شد و تا پایان قرن ۱۹ روش‌های عکاسی نقش مهمی در پژوهش اخترشناسی ایفا کردند.
-'''کهکشان‌ها'''. ویلیام هرشل در اواخر قرن ۱۸ شکل کهکشان‌ را بررسی کرد و نتیجه گرفت که ستاره‌های آن تقریباً در قالبی شبیه به عدسی دوکوژ<ref>double-convex</ref> قرار گرفته‌اند. در اصل حق با هرشل بود، اگرچه او خورشید را نزدیک به مرکز سامانه جا می‌داد. درواقع، خورشید کاملاً در خارج از مرکز و در لبۀ بیرونی کهکشان قرار دارد و ۲۵هزار سال نوری از هستۀ آن دور است. هرشل دربارۀ «ابرهای درخشان<ref>luminous clouds</ref>» یا سحابی‌ها<ref>nebulae</ref> نیز مطالعه کرد و محتاطانه خاطرنشان ساخت که سحابی‌های قابل تفکیک به ستاره‌ها، شاید کهکشان‌های مستقلی در دوردست‌های خارج از کهکشان باشند. در ۱۹۲۳، [[هابل، ادوین (۱۸۸۹-۱۹۵۳)|ادوین هابل]]<ref>Edwin Hubble</ref>، اخترشناس امریکایی، با استفاده از تلسکوپ بازتابی ۲.۵متری رصدخانۀ ماونت ویلسون<ref>Mount Wilson</ref>، نظریۀ هرشل را تأیید کرد. اکنون می‌دانیم که «سحابی‌های مارپیچی<ref>spiral nebulae</ref>» کهکشان‌هایی در فواصل بسیار دورند. دورترین کهکشانی که می‌توان با چشم غیر مسلح دید «مارپیچ بزرگ<ref>great Spiral</ref>» در صورت فلکی<ref>constellation</ref> [[امراه المسلسله|امرأة‌المسلسله]]<ref>Andromeda</ref>، با ۲.۲میلیون سال نوری فاصله است. دور‌ترین کهکشانی که تاکنون فاصلۀ آن را اندازه گرفته‌اند بیش از ۱۰میلیارد سال نوری از ما دور است. همچنین، پی‌برده‌اند که کهکشان‌ها مایل به تشکیل گروه‌اند و این گروه‌ها ظاهراً با سرعت‌هایی متناسب با فاصله‌هایشان از یکدیگر دور می‌شوند.
+'''کهکشان‌ها'''. ویلیام هرشل در اواخر قرن ۱۸ شکل کهکشان‌ را بررسی کرد و نتیجه گرفت که ستاره‌های آن تقریباً در قالبی شبیه به عدسی دوکوژ<ref>double-convex</ref> قرار گرفته‌اند. در اصل حق با هرشل بود، اگرچه او خورشید را نزدیک به مرکز سامانه جا می‌داد. درواقع، خورشید کاملاً در خارج از مرکز و در لبۀ بیرونی کهکشان قرار دارد و ۲۵هزار سال نوری از هستۀ آن دور است. هرشل دربارۀ «ابرهای درخشان<ref>luminous clouds</ref>» یا سحابی‌ها<ref>nebulae</ref> نیز مطالعه کرد و محتاطانه خاطرنشان ساخت که سحابی‌های قابل تفکیک به ستاره‌ها، شاید کهکشان‌های مستقلی در دوردست‌های خارج از کهکشان باشند. در ۱۹۲۳، [[هابل، ادوین (۱۸۸۹-۱۹۵۳)|ادوین هابل]]<ref>Edwin Hubble</ref>، اخترشناس امریکایی، با استفاده از تلسکوپ بازتابی ۲.۵متری رصدخانۀ ماونت ویلسون<ref>Mount Wilson</ref>، نظریۀ هرشل را تأیید کرد. اکنون می‌دانیم که «سحابی‌های مارپیچی<ref>spiral nebulae</ref>» کهکشان‌هایی در فواصل بسیار دورند. دورترین کهکشانی که می‌توان با چشم غیر مسلح دید «مارپیچ بزرگ<ref>great Spiral</ref>» در صورت فلکی<ref>constellation</ref> [[امرأة المسلسله|امرأة‌المسلسله]]<ref>Andromeda</ref>، با ۲.۲میلیون سال نوری فاصله است. دور‌ترین کهکشانی که تاکنون فاصلۀ آن را اندازه گرفته‌اند بیش از ۱۰میلیارد سال نوری از ما دور است. همچنین، پی‌برده‌اند که کهکشان‌ها مایل به تشکیل گروه‌اند و این گروه‌ها ظاهراً با سرعت‌هایی متناسب با فاصله‌هایشان از یکدیگر دور می‌شوند.
 '''عالم در حال رشد'''. مفهوم عالمِ درحالِ انبساط و تحول، ابتدا عمدتاً بر پایۀ [[هابل، قانون|قانون هابل]]<ref>Hubble\'s law</ref> استوار بود. به‌موجب این قانون، فاصلۀ اجسام آسمانی با میزان انتقال طیف‌شان به سمت سرخ (انتقال سرخ<ref>red shift</ref>) بستگی دارد. شواهد بعدی، حاصل از اجسامی که در سایر بخش‌های طیف الکترومغناطیسی یا طول موج‌های رادیویی و پرتوایکس مورد بررسی قرار گرفتند، این موضوع را تأیید کرد. اخترشناسی رادیویی در ۱۹۵۴ نشان داد که کهکشانی دوردست که با نور مرئی قابل رؤیت است همان منبع پرقدرت رادیویی موسوم به دجاجه (اِی) A<ref>cygnus A</ref> است و بدین‌ترتیب جایگاه این علم در بررسی ساختار عالم تثبیت شد. تحلیل بعدی که با تطبیق تعداد، قدرت،‌ و فاصلۀ منابع رادیویی انجام شد حکایت از آن داشت که این اجسام، ازجمله اختروش<ref>quasar</ref>هایی که در ۱۹۶۳ کشف شدند، در گذشته‌های دور بسیار قوی‌تر و پرشمارتر از امروز بوده‌اند. این واقعیت بیانگر‌آن است که تحول عالم از یک مبدأ آغاز شده است و، برخلاف نظریۀ حالت پایا<ref>steady-state</ref>، قدمت نامحدودی ندارد. کشف تابش زمینه‌ای [[میکروموج]]<ref>microwave background radiation</ref> (مایکروویو) در ۱۹۶۵ گواهی برای اثبات دمای فوق‌العاده زیاد انفجاری بسیار بزرگ، یا «مِهبانگ<ref>big bang</ref>»، بود که موجب پدیدآمدن عالم شده است.

اخترشناسی: تفاوت میان نسخه‌ها

اخترشناسی (نمایش مبدأ)

نسخهٔ ‏۲۲ فوریهٔ ۲۰۲۵، ساعت ۱۹:۰۵