Scientific Information

زندگي تكثير ثروتی است كه نامش محبت است

نرم افزار CELESTIA و PLANETARY APPRENTICE
ساعت ٢:۳۱ ‎ب.ظ روز جمعه ٢۳ بهمن ۱۳۸۸  

اینم دوتا نرم افزار نجومی امیدوارم خوشتون بیاد.

نرم افزار CELESTIA

این نرم افزار یک سیمولاتور بصری بلادرنگ و بسیار قوی از فضا می باشد. نقطه ای را در محدوده گروهی از کهکشان ها انتخاب کنید و سلستیا به شما نشان خواهد داد که این نقطه چگونه به نظر می رسد اگر شما واقعاً در آنجا بودید. سلستیا دارای توانایی منحصر به فردی در نمایش مقیاس های بسیار بزرگ به بیننده می باشد. در این برنامه شما قادر هستید تا به فاصله چندیدن کیلومتری سطح یک سیارک کوچک و ناچیز (سنگ آسمانی) حرکت کرده ، از آنجا به سمت ژوپیترجهش کرده ، به تماشای آن از نقاط مختلف بپردازید، منظومه شمسی را ترک کنید ، به مشاهده و برسی خورشید بپردازید به گونه که از یک الماس درخشان به نقطه کوچکی در فضا تبدیل می شود و در دید کلی سلستیا یک شبیه ساز بسیار قوی است که میتوانید به کمک آن ساعت ها در فضا به گشت و گذار بپردازید. 

برای اطلاعات بیشتر می توانید به سایت نرم افزار مراجعه کنید.

حجم فایل : 11 مگابایت       برای دانلدود اینجا کلیک کنید

*************************************************

نرم افزار PLANETARY APPRENTICE

این برنامه یکی از نرم افزارهای مرجعی می باشد که قادر به نمایش چندین مشخصه مختلف از سیاره انتخاب شده در برنامه است.در این نرم افزار 18 مشخصه طبقه بندی شده در چهار گروه مداری ، فیزیکی ، محوری و جوی  تعبیه شده و پس از انتخاب سیاره مورد نظر، شما تمام این مشخصات را در یک صفحه جداگانه مختص سیاره خواهید دید. 

برای اطلاعات بیشتر می توانید به سایت نرم افزار مراجعه کنید.

حجم فایل : 4 مگابایت       برای دانلدود اینجا کلیک کنید.


های نجومی
ساعت ٢:۱٧ ‎ب.ظ روز جمعه ٢۳ بهمن ۱۳۸۸  

The Big Bang is the cosmological model of the initial conditions and subsequent development of the universe that is supported by the most comprehensive and accurate explanations from current scientific evidence and observation. As used by cosmologists, the term Big Bang generally refers to the idea that the universe has expanded from a primordial hot and dense initial condition at some finite time in the past, and continues to expand to this day.

Georges Lemaître proposed what became known as the Big Bang theory of the origin of the Universe, although he called it his "hypothesis of the primeval atom". The framework for the model relies on Albert Einstein's general relativity and on simplifying assumptions (such as homogeneity and isotropy of space). The governing equations had been formulated by Alexander Friedmann. After Edwin Hubble discovered in 1929 that the distances to far away galaxies were generally proportional to their redshifts, as suggested by Lemaître in 1927, this observation was taken to indicate that all very distant galaxies and clusters have an apparent velocity directly away from our vantage point: the farther away, the higher the apparent velocity.[3] If the distance between galaxy clusters is increasing today, everything must have been closer together in the past. This idea has been considered in detail back in time to extreme densities and temperatures,[4][5][6] and large particle accelerators have been built to experiment on and test such conditions, resulting in significant confirmation of the theory, but these accelerators have limited capabilities to probe into such high energy regimes. Without any evidence associated with the earliest instant of the expansion, the Big Bang theory cannot and does not provide any explanation for such an initial condition; rather, it describes and explains the general evolution of the universe since that instant. The observed abundances of the light elements throughout the cosmos closely match the calculated predictions for the formation of these elements from nuclear processes in the rapidly expanding and cooling first minutes of the universe, as logically and quantitatively detailed according to Big Bang nucleosynthesis.

Fred Hoyle is credited with coining the term Big Bang during a 1949 radio broadcast. It is popularly reported that Hoyle intended this to be pejorative, but Hoyle explicitly denied this and said it was just a striking image meant to emphasize the difference between the two theories for radio listeners. Hoyle later helped considerably in the effort to understand stellar nucleosynthesis, the nuclear pathway for building certain heavier elements from lighter ones. After the discovery of the cosmic microwave background radiation in 1964, and especially when its spectrum (i.e., the amount of radiation measured at each wavelength) sketched out a blackbody curve, most scientists were fairly convinced by the evidence that some Big Bang scenario must have occurred.

history

Main article: History of the Big Bang theory

See also: Timeline of cosmology and History of astronomy

The Big Bang theory developed from observations of the structure of the universe and from theoretical considerations. In 1912 Vesto Slipher measured the first Doppler shift of a "spiral nebula" (spiral nebula is the obsolete term for spiral galaxies), and soon discovered that almost all such nebulae were receding from Earth. He did not grasp the cosmological implications of this fact, and indeed at the time it was highly controversial whether or not these nebulae were "island universes" outside our Milky Way. Ten years later, Alexander Friedmann, a Russian cosmologist and mathematician, derived the Friedmann equations from Albert Einstein's equations of general relativity, showing that the universe might be expanding in contrast to the static universe model advocated by Einstein. In 1924, Edwin Hubble's measurement of the great distance to the nearest spiral nebulae showed that these systems were indeed other galaxies. Independently deriving Friedmann's equations in 1927, Georges Lemaître, a Belgian physicist and Roman Catholic priest, predicted that the recession of the nebulae was due to the expansion of the universe.

In 1931 Lemaître went further and suggested that the evident expansion in forward time required that the universe contracted backwards in time, and would continue to do so until it could contract no further, bringing all the mass of the universe into a single point, a "primeval atom", at a point in time before which time and space did not exist. As such, at this point, the fabric of time and space had not yet come into existence.

Starting in 1924, Hubble painstakingly developed a series of distance indicators, the forerunner of the cosmic distance ladder, using the 100-inch (2,500 mm) Hooker telescope at Mount Wilson Observatory. This allowed him to estimate distances to galaxies whose redshifts had already been measured, mostly by Slipher. In 1929, Hubble discovered a correlation between distance and recession velocity—now known as Hubble's law. Lemaître had already shown that this was expected, given the Cosmological Principle.

منبع: Wikipedia

به خاطر سنگین بودن درسام و جلو بودن کنکور و همچنین تحقیق کردن روی یکی از مقاله های خودم که یکی از دوستانم ازم خواسته این پست رو دیگه وقت نکردم ترجمه کنم خودتون ترجمه کنید. دیگه به بزرگی خودتون ببخشید.

اون دوست هم من خیلی دوستش دارم و حاضرم براش هر کاری بکنم توی این سایت هم به من کمک کرده.

من عاشقشم

راستی یادتون باشه:

"نقطه اتکایی به من بدهید تا با کمک اهرم خود جهان را از جا بلند کنم."

"ارشمیدس"


نظریات چگونگی پیدایش منظومه ی شمسی
ساعت ٢:٠۸ ‎ب.ظ روز جمعه ٢۳ بهمن ۱۳۸۸  

نظریات چگونگی پیدایش منظومه ی شمسی:

نظریه ی بوفون:

   سیارات بر اثر چگالش موادی که از برخورد دنباله داری با خورشید از آن جدا شده، به وجود آمده اند.بوفون جرم دنباله دار را 28000 برابر زمین در نظر گرفته بود.

نظریه ی بی کرتن(1878):

   ستاره ای گذرا را در نظر گرفت که در اثر انفجاری مانند انفجار ابرنواختری حاصل شد و در نتیجه سیارات با چگالش مستقیم مواد گسیل شده تشکیل شدند.

نظریه ی آره نیوس(1913):

   در اثر برخورد دو ستاره(برخورد شاخ به شاخ) آن قدر انرژی آزاد شده است که مواد جدا شده ی حاصل از این برخورد با هم ترکیب شده و یک رشته ی گازی را پدید آورده اند(تحت فشار و اصطکاک شدید).

نظریه ی سی(1910):

   برخورد دو سحابی از نوع ابرهای گازی را مورد بررسی قرار داد.در اثر برخورد این دو سحابی، قرص منظومه ی شمسی به وجود آمد.

نظریه ی چمبرلین (1901)و مولتن(1905):

   برخورد ستاره ها با یکدیگر موجب جدا شدن رشته ای گازی می شود که سیارات از چگالش مستقیم آنها به وجود می آیند.ابرهای جداشده تحت تاثیر واکنش دو ستاره یا تحت نیروی گرانش یکی از آنها،موجب شکل گیری سیارات می شوند که این امر به دلیل القای اندازه حرکت زاویه ای آنها است.به همین دلیل سرعت همه ی سیارات(زاویه ای) یکی است،چون جزیی از ستاره ی مادر شده اند.

نظریه های کشندی جینز(1916) و جفریز(1917):

   برای اولین بار برای جداشدن ابرهایی از یک ستاره برخورد واقعی لازم نیست و در یک مقابله ی نزدیک،برهم کنشی گرانشی می تواند موجب ایجاد برآمدگی روی سطح آن شود.او(جینز) بر مبنای ریاضیات این را نشان داد.

   جفریز توانست نقطه ضعف سیستم مبنی بر عدم توانایی توضیح علت چرخش سیارات را پیدا کند و با وارد کردن نظریه ی بوفون، امکان برخورد خراشان را ایجاد کند

نظریه ی راسل(1935):

  در برابر نظریات جینز و جفریز گفت که امکان تشکیل سیاره،تا 4 برابر شعاع خورشید باید باشد که اینطور نیست.او گفت که نظریه را به سمت سیستمهای چندتایی ستاره ای در نظر گرفت.همچنین گفت که خورشید یک مزدوج حقیقی است و مزدوج آن با ستاره ای از بیرون برخورد کرده و حاصل آن یک رشته ی گازی شده است و خورشید به عنوان جاروبرقی این مواد گازی را جارو می کند.

ایراد:احتمال این برخورد خیلی کم است.

نظریه ی گان:

   وی گفت که باید رشته ی گازی یونیده را وارد کرد.این بار اثرات الکترومغناطیسی می توانست تا مدتی پایدار مانده و توسط خورشید جذب شده و سیارات شکل بگیرند.

نظریه ی بانرجی-سریوراس(1963):

   یک ستاره، مغناطیسی 9 برابر خورشید دارد و عبور این ستاره باعث تشدید یا رزونانس(پدیده ای که طی آن دامنه ی ارتعاش را افزایش می دهیم ) و پرتاب مواد منظومه شده است.

نظریه ی ولف سان(1960):

   با بررسی ستاره به طور همزمان ستاره هایی با یک سن به وجود می آیند.خورشید با پیش ستاره ای با جرم 7/1 جرم خورشید برخورد کرده و برهم کنش کرده و مواد پیش ستاره وارد قرص تولیدات سیاره می شود.


مشتری (زئوس یونانی) رئیس Olympus و حامی روم و پسر کورنوس(زحل)
ساعت ٢:٠٠ ‎ب.ظ روز جمعه ٢۳ بهمن ۱۳۸۸  

                           

                          

 

                           

                          

  مشتری پنجمین سیاره از نظر نزدیکی به خورشید است و بزرگترین سیاره در منظومه ی شمسی است. این سیاره بیش از دو برابر تمام سیارات جرم دارد و جرم آن 318 برابر جرم زمین است.فاصله ی آن از خورشید 2/5 Au (واحد نجومی) یعنی 778330000 کیلومتر و جرم آن 10*19 کیلوگرم است. مشتری (زئوس یونانی)،خدای اعظم یا خدای خدایان بود.این سیاره چهارمین جرم درخشنده ی آسمان بعد از خورشید و ماه و زهره است.این سیاره مدتی ماقبل تاریخ یک ستاره ی شگفت انگیز درخشان و رئیس Olympus و حامی روم و پسر کورنوس(زحل) بود.

اقمار: 

   در سال 1610 وقتی که گالیله برای اولین بار با تلسکوپ اش به آسمان نگاه کرد، اقمار بزرگ مشتری را رصد کرد.این اقمار عبارتند از:یو،گانیمد،کالیستو و اروپا که به اقمار گالیله ای معروف اند.البته او حرکت رو به جلو و عقب این اقمار را هم ثبت کرد.آمالته آ(Amalthea) چهارمین قمر از نظر نزدیکی به آن است.متیس(Metis) نزدیکترین قمر با 969/12 کیلومتر فاصله از آن است.مشتری اولین بار توسط Pioneer 10  در سال 1973 و بعدها توسط Pioneer 11 ،Voyager 1,2 و Ulysses دیده شد. کاوشگر گالیله مشتری را برای مدت 8 سال دور زد.این سیاره ای گازی است و سطح جامدی ندارد و آنچه که ما می بینیم،ابرهای بالای اتمسفر آن است کمی بالاتر از یک اتمسفر.مشتری از 90 درصد هیدروژن و 10 درصد هلیوم تشکیل شده است و همراه آن متان و آب و سنگ آمونیاک هم وجود دارد و این ترکیب به قدیمی ترین سحابی خورشیدی که منظومه ی شمسی به طور کامل از آن شکل گرفت،نزدیک است. زحل هم ترکیب مشابهی دارد ولی اورانوس و نپتون هیدروژن و هلیوم کمتری دارند.مشتری همچنین یک هسته ی سنگی دارد که حدود 10 الی 15 برابر زمین جرم دارد.بالاتر از هسته حجم اصلی سیاره به شکل هیدروژن فلزی مایع قرار می گیرد. این شکل از عناصر فقط در فشارهای متجاوز از 4 میلیون بار امکان پذیر است.هیدروژن فلزی مایع از اتم های برهنه(بدون الکترون) تشکیل شده است که به آن ها اتم های متالیک می گوییم.درون  مشتری  هیدروژن به شکل مایع است و نه گاز، پس خود این می تواند یک هادی الکتریسیته و منشا میدان مغناطیسی باشد.

   بر اساس مشاهدات زمینی و مدارگرد گالیله واضح است که محل ورود سفینه ی گالیله یکی از گرمترین مناطق با حداقل ابر در آن زمان است. در مشتری آب خیلی کمتری نیبت به آنچه که انتظار می رفت، وجود درد. انتظار می رفت که در اتمسفر مشتری دو برابر اکسیژن وجود داشته باشد(ترکیب اکسیژن و. هیدروژن که آب تولید می کند).

مشتری و بقیه ی سیارات گازی شکل،بادهای با سرعت بالا دارند که به نوارهای عریض طولی محدوداند.به مناطق روشن منطقه یا zone و به مناطق تیره کمربند یا belt می گویند.این بادها خیلی سریع حرکت می کنند بیش از 400 مایل در ساعت (640 کیلومتر در ساعت)سرعت دارند. رنگ های متفاوت لایه های سطح مشتری، حاکی از آن است که شاید ترکیبات سولفوری در آنجا وجود داشته باشد که آب و هوای گوناگون باعث تفاوت رنگ شده است. رنک بادها با ارتفاع ابرها مرتبط است،آبی کمترین ارتفاع را دارد و بعد از آن هم قهوه ای و سفید، در آخر هم قرمز بیشترین ارتفاع را دارد.

لکه ی بزرگ سرخ:

   لکه ی بزرگ سرخ که به GRS  که مخفف Great Red Spot است،شناخته می شود توسط کاسینی و رابرت هوک در قرن 17 میلادی شف شد.GRS یک بیضی بزرگ با مساحت 12000*25000 کیلومتر است و آن قدر بزرگ است که می تواند دو عدد سیاره ی زمین را در خود جای دهد.این لکه یک طوفان عظیم است. لبه ی خارجی این لکه در 4 الی 6 روز به درو خود می چرخند ولی در نزدیکی مرکز حرکات ناچیز است.

   مشتری بیشتر از انرژی ای را که از خورشید می گیرد، به فضا ساطع می کند و البته این انرژی را از طریق واکنش های هسته ای فوزیون (هم جوشی) مانند خورشید به دست نمی آورد.چون آن قدر گرم و بزرگ نیست که بتواند این کار را انجام دهد. بر اساس مکانیسم کلوین _هلمهولتز این گرمای درون مشتری که به 20000 کلوین می رسد،بر اثر فشار و میدان مغناطیسی و جاذبه ی قوی آن ست که به وجود می آید.اگر جرم مشتری 80 بار بیش از آنچه که الآن جرم دارد جرم داشت، برای ستاره بودن جرم کافی داشت.

میدان مغناطیسی مشتری:

   مشتری یک میدان مغناطیسی خیلی قوی دارد که بیش از 650 میلیون کیلومتر توسعه یافته است(حتی از مدار زحل هم گذشته است). که البته این میدان مغناطیسی از حالت کروی هم به دور است.محیط نزدیک مشتری حاوی ذرات پر انرژی است که توسط این میدان محصور شده اند. این تشعشعات شبیه به آنچه در کمربند ون آلن(Van Alen)زمین وجود دارند،هستند.این تشعشعات اگر حفاظت نشوند می توانند برای زندگی بشری کشنده باشند. میدان مغناطیسی مشتری که جوویان Jovian نام دارد،به میزان 3الی7 میلین به طرف خورشید توسعه دارد.

 

 

 

حلقه ی مشتری:

   مشتری همچنین یک حلقه دارد مانند زحل،ولی تیره تر از آن.این حلقه تقریبا 10 برابر از کمربند ون _آلن زمین قوی تر است. این حلقه همچنین حاوی هلیوم با انرژی بالا و منشا ناشناخته می باشد. این حلقه را هم کاوشگر Voyager1 کشف کرد. بر خلاف حلقه های زحل،این حلقه ها تاریک اند. آنها از ذرات بسیار کوچک و مواد سنگی تشکیل شده اند. کاوشگر گالیله نشان داد که این حلقه ها به صورت مداوم توسط غباری که در چهار قمر داخلی اش وجود دارند، تشکیل می شود.این غبارها انرژی زیادی دارند و این به دلیل جاذبه ی قوی مشتری است.

Shoe Maker Levy 9 :

   در July سال 1994 این  ستاره ی دنباله دار بامشتری برخورد کرد که نتایج بسیار جالبی را به همراه داشت.این اثرات حتی با تلسکوپ های آماتوری هم قابل مشاهده بئدند و تا یک سال هم ذرات آن در فضا توسط تلسکوپ فضایی هابل دیده می شد.مشتری همچنین شفق های قطبی ماند زمین رد قطبش دارد که احتمالات منشا آن ها فعالیت های روی قمر یو است.


نظریه سیاه‌چاله
ساعت ۱:٠٧ ‎ب.ظ روز دوشنبه ۱٩ بهمن ۱۳۸۸  

نظریه سیاه‌چاله

 دیدکلی

کهکشانها ، ستارگان ، سیارات و فضاپیماها در سرتاسر عالم می‌تازند و به سبب تغییر موقعیت اشیاء ، گذشت زمان احساس می‌شود. به عنوان مثال مشاهده حرکت روزانه خورشید در آسمان مبین چرخش زمین است. در اثر تغییر مناظر دور و نزدیک است که عقاید انسان از فضا - زمان و حرکت مفهوم می‌یابد. آلبرت اینشتین دیدگاه انسان را نسبت به فضا - زمان و حرکت دگرگون ساخت و در انجام این عمل بسیاری از معماهای کیهانی را حل نموده و نظریه گرانش را باز آفرینی کرد.

 پیش بینی معادلات انیشتین  

معادلات انیشتین عصر ما را که عصر اتمی ، سفر به فضا ، رادار ، لیزر و ساعتهای اتمی است، پیش‌بینی کرده بود. وی به امکاناتی (امکان وجود زمان برتر) اشاره نمود که تا آن زمان مطرح نشده بود و بالاخره قوانینی بر جای گذاشت که بر تاریخ و سرنوشت تمامی عالم حاکم است. ژنتیکدان معروف جی.بی.اس هالدین او را بزرگترین یهودی ، بعد از مسیح نامیده است.

 ظهور سیاهچاله‌  

در سال 1915 هنگامی که ، انیشتین نظریه گرانش خویش را بیان کرد، از نظر معادلاتی احتمال ظهور سیاهچاله‌ها ، تله‌های تاریک فضایی روشن بود. در آوریل 1978 گروه کیت پیک آمریکایی دلایلی اقامه نمود که وجود سیاهچاله عظیمی را در مرکز کهکشان M87 تأیید می‌نمود. جسمی تکان دهنده که بیلیونها بار از خورشید بزرگتر بوده و قادر است ستارگان کامل یا خوشه‌های ستاره‌ای را به راحتی ببلعد.

به عنوان مثال کهکشان M87 ، تجمع گسترده‌ای از ستارگانی شبیه ستارگان راه شیری ، که خود کهکشانی دیسک مانند و متشکل از بیلیونها ستاره است که خورشید از ستارگان معمولی آن است، می‌باشد. اما M87 حتی بزرگتر از راه شیری و بیشتر توپ مانند بوده و عضو برجسته مجموعه‌ای کهکشانی است که به نام سنبله (ویرگو) شهرت دارد و در منطقه پهناوری از آسمان و نسبتا نزدیک به ما ، جولان می‌دهد.

 احتمال وجود اختر خوار  

عقیده بر این بود که یک اخترخوار عظیم در مرکز کهکشان قرار دارد و هنگامی که ستارگان یا گازها به آن نزدیک می‌شوند، به داخل کشیده شده و بر سرعت آنها همچون آبی که در جهت گرداب حرکت می‌کند، افزوده می‌شود و جسم در حال سقوط تا لحظه نابودی کامل بطور فزاینده‌ای انرژی متراکم تشعشعی گسیل می‌دارد. در اثر این فرآیند ، بخشهایی از ماده همچون فواره از سیاهچاله بیرون می‌جهد.

 طیف ستارگان  

در کهکشان M87 ستاره شناسان در جستجوی بسامدهای مزاحم یا ناهماهنگ از نوع انوار ویژه‌ای بودند. با مطالعه طیف نور ستاره که در آن همچون رنگین کمان ، رنگ قرمز در یک طرف و رنگ آبی در طرف دیگر آن است، مشاهده می‌شود که خطوط تیره و روشن در مکانهای مخصوصی در طول طیف قرار دارند. آنها شبیه دستگاههایی هستند که بر صفحه انتخاب ایستگاه رادیو دیده می‌شوند و این خطوط مربوط به نورهایی با فرکانس مشخص است که بوسیله اتمهای خاصی در ستارگان جذب یا دفع می‌شوند.

اما در ستارگانی که دارای حرکت سریع هستند، فرکانس نور تغییر می‌کند. پیتر یونک ، در انستیتوی تکنولوژی کالیفرنیا با استفاده از نتایج بدست آمده توسط گروه کیت پیک در صدد ایجاد نقشه‌ای از کهکشان M87 برآمد. بر طبق نقشه یونک ستارگان نزدیک به هسته مرکزی کهکشان با سرعت 250 مایل در ثانیه برگرد هسته می‌چرخند. برای توجیه این سرعت توده‌ای از ماده که بیش از 5 بیلیون برابر سنگینتر از خورشید باشد، لازم است.

 احتمال وجود سیاهچاله در M87  

اگر بر اساس این مقدار ماده چنین تعداد شگفت آوری از ستارگان در مرکز کهکشان وجود داشته باشد، در واقع باید مرکز کهکشان بسیار نورانی باشد. اگر فرض کنیم غبار مانع از مشاهده این نور زیاد است، بنابراین باید مرکز کهکشان قرمز باشد، درست شبیه خورشید در هنگام غروب. اما ستاره شناسان در هسته M87 نه توده‌ای خیره کننده از ستارگان و نه غبار قرمز درخشنده‌ای ، بلکه تلألو کم سویی از آبی کم رنگ مشاهده نمودند. بطور خلاصه شکل ظاهری هسته M87 با مقدار ماده محاسبه شده برای آن متناقض است، مگر اینکه در مرکز آن یک سیاهچاله وجود داشته باشد.

 قانون برابری ماده و انرژی در سیاهچاله

با استفاده از مشاهدات گروه کیت پیک از M87 معلوم شد که قطر توده مرکزی آن باید در حدود 700 سال نوری باشد، در حالیکه با وجود بیلیونها ستاره که در آن قرار دارد بسیار فشرده می‌باشد. اما اگر نظریه سیاهچاله درست باشد، تمامی توده ماده هسته مرکزی M87 باید دارای قطری برابر یک روز نجومی باشد. اگر منشأ انرژی در M87 یا هر جسم قاهر دیگری در جهان ، باعث حیرت می‌گردد، باید در نظر داشت که برای آن یک قاعده سرانگشتی وجود دارد و آن قانون برابری ماده و انرژی است یعنی حداکثر انرژی قابل استحصال از هر ماده متراکم.


غولهای سرخ
ساعت ۱:٠۳ ‎ب.ظ روز دوشنبه ۱٩ بهمن ۱۳۸۸  

غولهای سرخ

هر ستاره رشته اصلی مسنی که تا 3 جرم خورشیدی جرم دارد، به غول سرخ تکامل می یابد. این ستاره سالخورده، هسته هلیومی منقبض شونده ای دارد که با یک پوسته گداختی هیدروژنی احاطه شده است. تشعشعات این پوسته باعث می شود. لایه های بیرونی ستاره منبسط و سرد شوند، و ستاره تبدیل به غول شود در همین حال هسته آنقدر گرم می شود که هلیوم برای تشکیل کربن گداخته می شود. هنگامی که تمام هلیوم گداخته شود، لایه های بیرونی جدا شده و سحابی سیاره ای را تشکیل می دهند و هسته برای تشکیل یک کوتوله سفید در حال مرگ متلاشی می شود.


هر چقدر جرم ستاره بیشتر باشد، دما و فشار هسته اش بیشتر است. بدین ترتیب واکنشهای هسته ای متنوع تری نسبت به ستارگان کم جرم در آن اتفاق می افتد. ستارگان پر جرم تر، سریعتر سوخت هسته شان را مصرف می کنند وبنابر این جوانتر می میرند.


ابر نواختر
ساعت ۱:٠٠ ‎ب.ظ روز دوشنبه ۱٩ بهمن ۱۳۸۸  

 ابر نواختر


زندگی هر ستاره ابر غول دارای بیش از 10 جرم خورشیدی در انفجاری عظیم به نام ابرنواختر پایان می یابد. این انفجار آنچنان پر انرژی است که شاید از کهکشان کاملی با میلیاردها ستاره، درخشنده تر شود. شاید تا مدتی از دید ناظر زمینی این ابر نواختر به صورت ستاره تازه و خیلی درخشان به نظر برسد. اگر از این انفجار، هسته ای با 4/1 الی 3 جرم خورشیدی بجای ماند، هسته کوچک می شود و ستاره نوترونی تشکیل می دهد. اگر جرم هسته از 3 جرم خورشیدی بیشتر باشد، جاذبه آن را وا می دارد که بیشتر منقبض شود تا حفره سیاه تشکیل بدهد.

 

انرژیی که از انفجار هر ابرنواختر آزاد می شود، می تواند دهها هزار سیاره نظیر زمین را ویران کند. همگی ابرنواختر ها ویرانگر نیستند، ولی این انفجارها عناصر بوجود آمده در درون ستارگان را در فضای میان ستاره ای منتشر می کنند تا در انجا به ستارگان و سیارات تازه تبدیل شوند. اتماهای کربن که بخشی از مولکولهای تشکیل دهنده اکثر غذاها و بدنمان هستند، برای نخستین بار در داخل ستارگان ایجاد شده اند.


ابرغولها
ساعت ۱٢:٥٤ ‎ب.ظ روز دوشنبه ۱٩ بهمن ۱۳۸۸  

ابرغولها

ابرغولها


هر ستاره رشته اصلی که حداقل 10 جرم خورشیدی جرم داشته باشد به ابر غول تکامل می یابد. درون هسته ابرغول، کوره ای هسته ای در دماهای چند میلیارد درجه ای، مرتباً سلسله ای از عناصر سنگین تر را می گدازد. دمای سطح این ستارگان از حدود500/3 تا 000/50 درجه سانتیگراد (300/6 تا 000/90 فارنهایت ) متغیر است و همین باعث ایجاد مجموعه ای از رنگهای مختلف، از قرمز تا آبی، می شود. ولی حتی آنهایی که سطح نسبتاً سردی دارند، به اندازه میلیونها خورشید درخشندگی دارند زیرا سطح پهناورشان پرتوهای بسیاری منتشر می کند.
 


دمای هسته آهنی هر ابرغول به بین 3 تا5 میلیارد درجه سانتیگراد (4/5 تا 9 میلیارد فارنهایت) بالغ می شود. قطر بزرگترین ابرغول شناخته شده، به نام منکب الجوزا ، (واقع در صورت فلکی جبار) تقریباً 400 برابر خورشید است و حجمش 64 میلیون خورشید را در بر می گیرد. پر جرمترین ابرغولها، همان هایی که صد برابر بیش از خورشید جرم دارند، تقریباً یک میلیون بار درخشنده تر از خورشیدند.


انرژی تاریک
ساعت ۱٢:٤۸ ‎ب.ظ روز دوشنبه ۱٩ بهمن ۱۳۸۸  

انرژی تاریک

 مقدمه

حدود 200 میلیارد کهکشان که هر کدام دارای تقریبا 200 میلیارد ستاره است بوسیله تلسکوپها قابل تشخیص است. اما این تعداد فقط 4 درصد از محل گیتی را تشکیل می‌دهد. حدود 73 درصد از جهان از ماده دیگری ساخته شده است که «انرژی تاریک» (dark matter) نامیده می‌شود. هیچ کس نمی‌داند که ماهیت این ماده ناشناخته چیست، اما مقدار این نوع ماده از تمام اتمهای موجود در تمام ستارگان موجود در کل کهکشانهای قابل شناسایی گستره فضا بسیار بیشتر است.

به نظر می‌رسد این نیروی عجیب ، اجزای جهان را با سرعت فزاینده‌ای از یکدیگر دور می‌کند، در حالی که نیروی گرانش با این نیرو مقابله کرده و از سرعت این گسترش می‌کاهد. این اکتشافها بوسیله رصدخانه مداری که کاوشگر ناهمسانگرد ریز موج ویلکینسون (WMAP) نامیده می‌شود، انجام شده است. این کاوشگر افت و خیزهای ناچیز موجود در پرتوهای ریز موج پس زمینه کیهانی را اندازه می‌گیرد که در اثر پژواکهای میرای انفجار بزرگ بوجود آمده است ... .

 انبساط جهان

این یافته‌ها به مشاجرات فراوانی که در مورد جهان ، عمر جهان ، سرعت انبساط آن و ترکیب آن جریان داشت پایان داد. با استفاده از نتایج دو تحقیق ذکر شده ، اخترشناسان امروز بر این باورند که سن جهان 13.7 میلیارد سال با تقریب چند صد هزار سال است. بر اساس اطلاعات موجود ، جهان با سرعت شگفت آور 71 کیلومتر در ثانیه در مگا پارسک در حال انبساط است. (پارسک یک واحد اخترشناسی است و تقریبا برابر 3.26 میلیون سال نوری است).

به نظر می‌رسد که چیزی در فضا نهفته است و همانند نوعی نیروی ضد گرانشی عمل می‌کند.‌ این نیرو باعث می‌شود که بجای آنکه جهان متراکم شود و اجزای آن به یکدیگر نزدیک شود، انبساط می‌یابد. از حدود بیست سال پیش حدس می‌زنند که در جهان ماده تاریک وجود دارد، چرا که در آن زمان دریافتند که جهان به گونه‌ای عمل می‌کند که انگار بسیار سنگینتر از چیزی است که واقعا به نظر می‌رسد.

دانشمندان برای توجیه پدیده مشاهده شده همه احتمالات ممکن را در نظر گرفتند از جمله وجود سیاهچاله‌ها ، کوتوله‌های قهوه‌ای و ذرات غیرقابل شناسایی که از نظر ماهیت با انواع معمولی اتمها تفاوت دارند. اما هیچ کدام از آنها نتوانست جرم بسیار زیاد مشاهده شده را توجیه کند.

 آغاز داستان انرژی تاریک

داستان انرژی تاریک از سال 1998 آغاز شد. در آن زمان دانشمندان دریافتند که بسیاری از کهکشانهای دور دست با سرعتی بسیار بیشتر از آنچه که محاسبات موجود پیش بینی کرده‌اند، از یکدیگر دور می‌شوند. تحقیقاتی که روی انواع ویژه‌ای از ابر نواخترها (Supernova) انجام شد، بیانگر آن بود که محاسبات انجام شده اشتباهی نداشت، به عبارت دیگر محاسبات دقیقا نشان دهنده آن بود که سرعت انبساط جهان لحظه به لحظه در حال افزایش است و از سرعت این انبساط کاسته نمی‌شود.

به نظر می‌رسد کشف بعضی از انواع نیروهای غیرمنتظره غیرقابل شناسایی که باعث می‌شوند ساختار فضا بطور مرتب از یکدیگر فاصله گرفته و از هم دور شوند، موءید مشاهدات هالدین (JBS Haldane) دانشمند انگلیسی است که سالها پیش صورت گرفته است. وی می‌گوید: «جهان عجیبتر از چیزی است که فکر می‌کنیم، جهان حتی عجیبتر از چیزی است که بتوان فکرش را کرد.»

یک بار دیگر پرسشهای اساسی بسیاری در مورد ماهیت جهان مطرح شده است: ماهیت فضا ، زمان ، انرژی و ماده چیست؟ اکنون یک بار دیگر زمان آن فرا رسیده است که نظریه پردازان تفسیری بر این مشاهدات ارائه دهند و در مرحله بعد آزمایشاتی را طراحی کنند که موید نظریه‌های آنان باشد.

بنابراین دانشمندان یکبار دیگر توجه خود را معطوف همان پدیده‌ای کرده‌اند که برای اولین بار شاهدی بر انفجار بزرگ (Big Bang) محسوب می‌شد، یعنی تابش پس زمینه ریز موج کیهانی. این تابشها اولین پرتوهای پس از تولد جهان محسوب می‌شوند. دانشمندان در صددند با انجام آزمایشهای متعددی در چند رشته مختلف از جمله آزمایشهای صورت گرفته در جنوبگان و استفاده از بالونهای در ارتفاعهای بسیار بالا تصویر دقیقتری از کیهان بدست آورند. به نظر می رسد جهان باید شامل چیز دیگری به غیر از این اتمهای معمولی باشد و به همین نام ماده تاریک برای آنان انتخاب شد. ماده تاریک بطور یکنواخت در تمام جهان پراکنده شده و در فضاهای خالی مخفی شده است. ماهیت ماده تاریک هنوز بصورت یک راز است.


تفاوت های گانیمد و کالیستو
ساعت ۱٢:٢٠ ‎ب.ظ روز شنبه ۱٧ بهمن ۱۳۸۸  

بر اساس تحقیق دانشمندان در موسسه تحقیقاتی جنوب­غرب سن آنتونیوی تگزاس، تفاوت در تعداد و سرعت برخورد دنباله دارها با قمرهای برزگ مشتری، گانیمد و کالیستو، در حدود 3.8 میلیارد سال پیش می تواند تفاوت های وسیع در سطوح و لایه های داخلی آنها را  توضیح دهد.

گانیمد و کالیستو اندازه یکسانی دارند و از ترکیب مشابهی از یخ و سنگ تشکیل شده اند، اما داده های به دست آمده از فضاپیماهای گالیله و ویجر نشان می دهد که ظاهرا آنها در سطح و درون با یکدیگر متفاوت هستند. توضیح قطعی برای بیان تفاوت های میان گانیمد و کالیستو دانشمندان را از 30 سال پیش از رویارویی های ویجر و مشتری دور کرده است.

«امی بار» و «رابین کانوپ»، ازمرکز علمی پژوهشی سیارات، مدلی از ذوب شدن ناشی از برخورد دنباله دارها و شکل گیری هسته ی سنگی را برای نشان دادن مسیرهای تکامل گانیمد و کالیستو که حدود 3.8 میلیارد سال پیش در طول آخرین بمباران سنگین از یکدیگر دور شدند (مرحله ای در تاریخ قمرها که برخوردهای بزگ در آن حکم فرما هستند)، خلق کرده اند.

 

تصویر بالا: برش های مقطعی از لایه های داخلی گانیمد و کالیستو بعد از برخوردهای بسیار توسط ذرات سیاره‌ای درطول آخرین بمباران سنگین را نشان می‌دهد. رنگ ها بیانگر چگالی هستند. رنگ مشکی نشان دهنده هسته سنگی، رنگ آبی نشان دهنده مخلوط سنگ و یخ و رنگ سفید نشان دهنده یخ است.

 

بار می گوید:" برخوردها در طی این دوره گانیمد را چنان کامل و عمیق ذوب کرده است که حرارت نمی‌توانست به سرعت از بین برود. تمام سنگ های گانمید به سمت مرکز آن فرو رفتند، درست مثل وقتی که خرده شکلات ها به سمت پایین جعبه ی بستنی آب شده فرو می روند. کالیستو برخوردهای کمتری با سرعت های اولیه پایین تر دریافت کرد، و از ذوب شدن کامل آن جلوگیری به عمل آمد."

در مدل بار و کانوپ، جاذبه ی قوی مشتری دنباله دارهای برخورد کننده را به سوی گانیمد و کالیستو جذب می‌کند. هر برخورد با سطح سنگی-یخی کالیستو و گانیمد گودالی از آب به وجود می آورد که به سنگ ها در گودال ذوب شده اجازه می دهد تا به سمت مرکز قمر فرو بروند. گانیمد به مشتری نزدیک تر است بنابراین دو برابر دنباله دارهای یخی کالیستو ضربه می خورد و دنباله دارهایی که به گانیمد برخورد می کنند از متوسط سرعت اولیه بالاتری برخوردارند. این مدل سازی نشان می‌دهد که شکل گیری هسته در طول آخرین بمباران سنگین شروع شده و در گانیمد از لحاظ انرژی خودکفا شد اما نه در کالیستو.

این تحقیق افق های جدیدی بر "دو گانگی کالیستو و گانیمد"  می‌گشاید. این موضوع یک مشکل کلاسیک در سیاره شناسی تطبیقی است، که به دنبال توضیح این است که چرا بعضی از اجرام منظومه شمسی با خصوصیات حجمی مشابه، تفاوت های ظاهری اساسی دارند. به ویژه این تحقیق تکامل قمرهای مشتری را به حرکت مداری سیارات بیرونی و تاریخ بمباران ماه ارتباط می‌دهد.

بار می‌گوید:" همانند ماه و زهره، گانیمد و کالیستو دوقلو هستند ودرک این که آن ها چگونه مشابه هم متولد شده اند ولی بسیار متفاوت رشد کرده اند برای سیاره شناسان بسیار جالب و مهیج است. تحقیق ما نشان می دهد که گانیمد و کالیستو اثر انگشت تکامل اولیه منظومه شمسی را ثبت کردند که بسیار پر هیجان و غیر قابل پیش بینی است."


همه چیز در مورد تلسکوپ
ساعت ۱۱:٠٦ ‎ب.ظ روز پنجشنبه ۱ بهمن ۱۳۸۸  

تلسکوپ یا اختربین وسیله‌ای است برای دیدن اجرام فضایی دور.

پیشینه

اغلب گالیله را نخستین کسی می‌‌دانند که از تلسکوپ برای مشاهدات نجومی بهره گرفت. تا آن زمان شناخت بشر از آسمان محدود به قوه بینایی بود و ابزاری برای مشاهده آسمان وجود نداشت. اخترشناسانی چون گالیله و کپلر به کمک تلسکوپ دامنه آگاهی بشر از هستی را وسعت بخشیدند. این منجمان با بهره گیری از تلسکوپ، بر باورهای باطل بشر درباره مرکزیت زمین در کاینات، خط بطلان کشیدند.

تلسکوپ در سده ۱۸ برای ستاره‌‎شناسان به ابزاری غیر قابل چشمپوشی بدل شده بود. با پیشرفت فن تراش عدسی‌ها و دانش اپتیک، تلسکوپهای بزرگتر و بهتر در رصد خانه‌ها نصب شد. حال آدمی سیارات و ستارگانی را می‌‌دید که پیش از اختراع تلسکوپ از وجود آنها بی خبر بود. او به یاری تلسکوپ پی برد جهان بزرگتر از پندارهایش است.

با افزایش بزرگنمایی و وضوح تصاویر تلسکوپها، دامنه شناخت بشر از دنیای پیرامونش، بزرگ و بزرگتر شد. با این حال در آغاز سده بیستم، اغلب ستاره شناسان اعتقاد داشتند که، جهان فقط از یک کهکشان تشکیل شده است که همان راه شیری است که منظومه خورشیدی از اجزای آن است.

در سال ۱۹۲۴ ادوین هابل، ستاره شناس امریکایی با استفاده از تلسکوپ ۱۰۰ اینچی خود کهکشانهای بسیاری، خارج از کهکشان راه شیری، رصد کرد. وی مشاهده کرد که کهشکانها در حال دور شدن از یکدیگر هستند. پس جهان در حال گسترش است. کشف وی بار دیگر مرزهای شناخت هستی را فروریخت و در پی آن نظریه انفجار بزرگ مطرح شد که تاکنون بهترین پاسخ به دورشدن کهکشانهاست.

اخترشناسان برای مشاهده بهتر آسمان، تلسکوپها را در کوهستانها و نواحی عاری از گرد و غبار و نور شهرها، نصب می‌کنند با این وجود برای رصد آسمان، در بند شرایط جوی هستند.

تلسکوپ گالیله‌ای

بزرگنمایی در این تلسکوپ‌ها بر اساس یک عدسی که در جلوی دهنه تلسکوپ قرار دارد انجام می‌گیرید و روش استفاده شده در آنها مانند دوربین‌های دوچشمی معمولی است. هزینه این تلسکوپ‌ها در سطوح حرفه‌ای عموما بسیار بیشتر از مدل‌های دیگر است، و کلفیت بهتری را نیز ارایه می‌کنند.

تلسکوپ نیوتنی

بزرگنمایی در این تلسکوپ‌ها بر اساس یک آینه مقعر انجام می‌شود که روی آن پوششی از آلومینیوم دارد. پوشش آلومینیومی باعث می‌شود که اکسیده شدن آن باعث از بین رفتن قابلیت بازتاب آینه نشود. در بعضی دیگر از تلسکوپ‌ها از نقره استفاده می‌شود سپس روی آن پوششی قرار می‌گیرد که اکسیده نشود. روش کارکرد این تلسکوپ‌های نیوتونی بدین صورت است: ابتدا پرتوها وارد تلسکوپ می‌شوند، سپس توسط آینه مقعر اصلی به نزدیکی دهانه تلسکوپ باز می‌گردند، و از آنجا توسط یک آینه یا منشور به سمت چشمی تلسکوپ بازتابیده می‌شوند. این تلسکوپ‌ها عموما قیمت مناسبی نسبت به نوع‌های دیگر دارند، و استفاده زیادی از آن‌ها بخصوص در نجوم آماتوری می‌شود. تلسکوپ‌های نیوتونی عموما طول بلندی دارند، همچنین پس از مدتی نیاز به تمیز کردن آینه، و پس از آن بسته به کیفیت روکش آلومینیوم آینه، نیاز به تجدید روکش دارند.

تلسکوپ کاسگرین

تلسکوپ‌های نیوتنی عموما بلند هستند، و هنگامی که اندازه آینه اصلی آنها بزرگتر می‌شود، طول تلسکوپ بسیار زیاد می‌شود. برای حل این مشکل از روشی به نام کاسگرین استفاده می‌شود. در این روش، مرکز آینه اصلی تلسکوپ توسط تکنولوژی خاصی سوراخ شده، و چشمی در پشت تلسکوپ قرار می‌گیرد. همچنین آینه یا منشور جلوی تلسکوپ که پرتوهای نور را به سمت بدنه، یه چشمی هدایت می‌کرد، اکنون تنها پرتوها را به صورت مستقیم به آینه اصلی بازتاب می‌کند. در این روش به دلیل اینکه پرتوها طول تلسکوپ را دوبار طی می‌کنند، طول تلسکوپ به نصف کاهش می‌یابد. از روش کاسگرین در لنزهای آینه‌ای دوربین‌ها نیز استفاده می‌شود.

تیغه اشمیت

در بسیاری از تلسکوپ‌های امروزی، برای رفع مشکلات و خطاهای نوری که بخاطر نوع تراش آینه بوجود می‌آید، در دهانه تلسکوپ تیغه باریکی به نام تیغه اشمیت قرار می‌گیرد که کار تصحیح این خطا را بر عهده دارد و بر اساس تراش و خطای آینه ساخته می‌شود.

تلسکوپ اشمیت-کاسگرین

تلسکوپ اشمیت-کاسگرین به تلسکوپی گفته می‌شود که از هر دو فن‌آوری کاسگرین و تیغه اشمیت در آن استفاده شده باشد. این روش عموما برای تلسکوپ‌های ۸ اینچ به بالا به کار می‌رود.


تلسکوپ رادیویی
ساعت ۱۱:٠٢ ‎ب.ظ روز پنجشنبه ۱ بهمن ۱۳۸۸  

در اوایل قرن هفدهم میلادی گالیله با ساختن تلسکوپ، چشم خود را به ابزاری مسلح نمود که می‌توانست توانایی رصد او را افزایش دهد. هر چند امروزه تلسکوپهایی به مراتب قویتر و حساستر از آنچه گالیله ساخته بود، طراحی و تولید می‌شوند، اما اصل موضوع هنوز تغییر نکرده است. واقعیت این است که باید نوری وجود داشته باشد تا تلسکوپ با جمع‌آوری و متمرکز ساختن آن تصویری تهیه نماید.
جیمز کلارک ماکسول، فیزیکدان برجسته انگلیسی در قرن نوزدهم میلادی پی به ماهیت الکترومغناطیسی بودن نور برد. در واقع امواج الکترومغناطیسی تنها به نور محدود نمی‌شوند و طیف گسترده‌ای را در بر می‌گیرند، اما چشم ما فقط قادر به ایجاد تصویر از محدوده خاصی از این طیف گسترده‌ می‌باشد که ما آن را نور می‌نامیم. برای مشاهده و درک سایر طول موجهای ارسال شده به جانب ما، احتیاج به ابزاری جهت جمع‌آوری، آنالیز و آشکارسازی آنها به شکل صوت یا تصویر داریم.

طیف امواج الکترومغناطیس

امواج الکترومغناطیسی طیف بسیار وسیعی از طول موجهای بسیار کوچک تا بسیار بزرگ را در بر‌می‌گیرند. این امواج را با توجه به اندازه طول موج به هفت دسته‌ مختلف تقسیم‌بندی می‌کنند که شامل امواج گاما با طول موجهایی کوچکتر از ۹-۱۰ سانتیمتر تا امواج رادیویی با طول موج بزرگتر از ۱۰ سانتیمتر را شامل می‌شوند. همانطور که در شکل بالا ملاحظه می‌شود محدوده امواج نوری که قابل دیدن توسط چشم انسان می‌باشند، محدوده بسیار کوچکی از این طیف گسترده است. با حرکت از سمت امواج رادیویی به سمت امواج گاما، همزمان با کاهش طول موج، فرکانس آن و در نتیجه انرژی موج افزایش می‌یابد.

جو زمین در برابر بسیاری از طول موجهای الکترومغناطیسی تیره است و به آنها اجازه عبور نمی‌دهد

هنگامی که رصد از سطح زمین انجام می‌گیرد، دریافت و آشکارسازی امواج الکترومغناطیسی با مشکلی روبرو می‌شود که به اثرات جوّ غلیظ زمین مربوط می‌گردد. جوّ زمین تنها به محدوده امواج مرئی، مایکروویو و رادیویی، آن هم با جذب و پراکنده ساختن بسیار، اجازه عبور می‌دهد. از آن‌جاکه امواج مایکروویو بخشی از امواج رادیویی محسوب می‌شوند، مشاهده می‌شود که با آشکارسازی محدوده وسیع امواج رادیویی گسیل شده از آسمان، راه دیگری برای رصد اجرام سماوی گشوده می‌شود.

اختر شناسان از سال ۱۹۳۱ که کارل جانسکی (K.Jansky ) به طور اتفاقی رادیو تلسکوپ را کشف کرد، بارها و بارها به این نکته پی برده‌اند که جهان بسیار فراتر از آن چیزی است که چشم انسان قادر به دیدن آن است. با استفاده از رادیو تلسکوپ‌ها، آشکارسازهای زیر قرمز و ماورای بنفش و تلسکوپهای اشعه X و اشعه گاما جزئیات بسیار دقیقی از کیهان آشکار شده است و معلوم شد که کیهان مملو از اجرام عجیبی همچون سیاهچاله‌ها و تپ‌اختر‌ها است که نمی توان آنها را از ورای عدسی چشمی یک تلسکوپ نوری مشاهده کرد. در حقیقت هر قسمت از طیف الکترومغناطیس چیز های عجیب و منحصر به فردی را به اخترشناسان ارائه داده است.

academist.net - آکادمیست

ابزاری که برای مشاهده رادیویی آسمان مورد استفاده قرار می‌گیرد را تلسکوپ رادیویی می‌نامند که از نظر ساختار کلی بسیار شبیه یک رادیوی معمولی عمل می‌کند، بدین معنی که همانند رادیوهای معمولی از یک آنتن، یک آمپلی فایر و یک آشکار‌ساز تشکیل شده ا‌ست. آنتن‌ها می‌توانند از یک آنتن ساده و معمولی نیم موج دو قطبی، نظیر آنچه در گیرنده‌های تلویزیونی استفاده می‌شود، تا آنتن‌های مجهز به بشقابهای عظیم ۳۰۰ متری باشند.
در تلسکوپهای رادیویی نیز همانند آنچه در مورد همتای نوری آنها صادق است، بزرگ بودن سطح جمع‌آوری کننده امواج از دو جنبه مفید می‌باشد.

اول آنکه توان جمع‌آوری امواج برای رصد منابع ضعیف و یا خیلی دور افزایش می‌یابد و دوم اینکه توان تفکیک نسبت مستقیمی با قطر بشقاب آنتن دارد. هر چه، قدرت تفکیک تلسکوپی بیشتر باشد، توانایی آن برای جداسازی جزییات تصویر افزایش خواهد یافت. قدرت تفکیک تلسکوپها رابطه تنگاتنگی با سطح جمع‌آوری کننده امواج و طول موج آنها دارد. هر جه سطح جمع‌آوری کننده بزرگتر و طول موج امواج الکترومغناطیسی کوچکتر باشند، قدرت تفکیک تلسکوپ افزایش می‌یابد. مشکل تلسکوپهای رادیویی از اینجا شروع می‌شود که قدرت تفکیک یک تلسکوپ با طول موج دریافتی نسبت عکس دارد. تلسکوپهای رادیویی در مقابل همتایان نوری خود که موظف به جمع‌آوری و آشکارسازی امواجی در محدوده طول موج ۴-۱۰ تا ۵-۱۰ سانتیمتر می‌باشند، می‌بایستی امواجی با دامنه وسیع طول موج، از یک میلیمتر تا چندین متر را جمع‌آوری نمایند. این امر باعث می‌شود که توان تفکیک این گونه از تلسکوپها به شدت کاهش پیدا کند. برای مثال قدرت تفکیک یک تلسکوپ نوری ۵۰ سانتیمتری، ۲/۰ ثانیه قوسی است، در حالی که قدرت تفکیک یک تلسکوپ رادیویی به خصوص، با همین قطر دهانه ۱۳۸ درجه خواهد بود. اگر بدانیم که قرص کامل ماه در آسمان تنها ۵/۰ درجه قوسی است می‌فهمیم که چنین تلسکوپی عملاً کارایی ندارد. چنین تلسکوپی ماه را اصلاً نمی‌تواند ببیند.

اما از سوی دیگر و باز هم به دلیل طول موجهای متفاوتی که این دو گونه تلسکوپ در محدوده آنها رصد می‌نمایند، ساخت بشقابهای آنتن یک رادیو تلسکوپ بسیار ساده‌تر از ساخت یک آینه و یا عدسی است. صاف بودن سطح یک بازتاب کننده خوب، رابطه مستقیمی با طول موجِ امواجی دارد که باید از سطح آن بازتابیده شوند. می‌توان فرض کرد، زمانی بازتاب کننده‌ای مورد قبول خواهد بود که قطر یا ضخامت هیچکدام از خُلَل و فَرجهای روی آن از ۰۵/۰ طول موج مورد نظر بیشتر نباشد، بنابراین بشقاب آنتنی که قرار است برای امواجی به طول موج حداقل ۲۰ سانتیمتر، ساخته شود، مجاز به داشتن ناهمواریهایی تا قطر ۱ سانتیمتر است. این مقدار ناهمواری که برای بشقاب تلسکوپ رادیویی مجاز به شمار می‌رود، برای آینه یک تلسکوپ نوری فاجعه به حساب آمده و عملاً آن را غیر قابل استفاده می‌نماید.

به دلیل گفته شده است که می‌توان رادیوتلسکوپهایی با یک بشقاب ۳۰۰ متری ساخت، کاری که در مورد تلسکوپهای نوری به یک معجزه شباهت دارد. برای اینکه مقایسه‌ای کرده باشیم، بد نیست بدانید که اگر می‌شد یک تلسکوپ نوری، با آینه ۳۰۰ متری ساخت، قادر بودیم ستاره شعرای یمانی را به وضوح و پرنوری یک قرص ماه کامل مشاهده نماییم.

مزیت عمده استفاده از امواج رادیویی برای مشاهده آسمان، این است که حتی در نور روز و هوای ابری نیز می‌توان رصد را ادامه داد. در طول روز پخش نور خورشید توسط مولکولهای گازیِ جوّ زمین باعث می‌شود که لایه‌ای روشن و آبی اطراف ما را احاطه کند. شدت روشنایی جوّ زمین در روز به حدی است که از میان آن قادر به دیدن ستاره‌های کم فروغ بالای سرمان نمی‌شویم. تنها جرم پرنوری مانند خورشید و یا در بعضی زمانهای خاص، ماه نسبتاً کامل را می‌توان در طول روز رؤیت کرد. همچنین نور مرئی قادر به گذر از لایه‌های ضخیم و متراکم بخار آب نمی‌باشد. این موضوع به طول موج کوچک نور وابسته است. هیچکدام از مواردی که یاد شد برای امواج رادیویی با طول موجهای بزرگی که دارند مانع و یا مزاحم شناخته نمی‌شوند و عملیات رصد رادیویی پیوسته ادامه دارد.

رادیو تلسکوپ 305 متری آرسیبو واقع در کشور پورتوریکو

در مورد تلسکوپهای رادیویی بسیار عظیم، نظیر رادیو تلسکوپ ۳۰۵ متری آرسیبو واقع در کشور پورتوریکو، یک مشکل اساسی وجود دارد و آن، این است که حرکت دادن چنین مجموعه عظیمی برای تنظیم روی سوژه مورد نظر، غیر ممکن می‌باشد. از این رو دانشمندان برای رصد یک جرم سماوی خاص، باید آنقدر صبر کنند تا در اثر چرخش زمین به دور خودش و یا خورشید، هدف در راستای دید این بشقاب بزرگ قرار گیرد.
برای رفع این مشکل و همچنین به دلیل نیاز به دستیابی به قدرت تفکیک بیشتر، روش دیگری در ساخت و استفاده از رادیو تلسکوپها به وجود آمده است که مبتنی بر تداخل‌سنجی رادیویی است.

در این روش مجموعه‌ای از چند رادیو تلسکوپ به نسبت کوچکتر، با کمک هدایت کننده‌های کامپیوتری در جهت خاصی تنظیم شده و سیگنالهای دریافتی از آنها آنالیز می‌شود تا تصویر واحد و واضحی به دست آید. اخترشناسان رادیویی با استفاده از روش تداخل‌سنجی قادر به رصد آسمان با دقتی افزون بر ۰۰۱/۰ ثانیه قوسی هستند. در این روش آنتن‌ها را روی خطی که خط مبنا نامیده می‌شود، به دنبال هم نصب می‌کنند. معمولا نصب آنتن‌ها روی ریلی عمود بر خط مبنا صورت می‌گیرد تا در صورت لزوم بتوان زاویه خط را نسبت به نصب مرجع تغییر داد. حال چنانچه امواج دریافتی عمود بر خط مبنا نباشند، تلسکوپها در فواصل زمانی متفاوتی، موج یکسانی را دریافت می‌کنند.

مجموعه رادیوتلسکوپ آرایه خیلی بزرگ واقع در نیومکزیکوی آمریکا

با استفاده از الگوریتمهای ریاضی و توجه به فواصل زمانی دریافت سیگنالها، می‌توان موقعیت منبع رادیویی را با دقت بسیار خوبی تخمین زد. هر چه فاصله تلسکوپها از یکدیگر بیشتر باشد، اختلاف زمانی و در نتیجه دقت اندازه‌گیری افزایش خواهد یافت. در این روش، فاصله اولین تا آخرین تلسکوپ، معادل قطر بشقاب تلسکوپ واحد در نظر گرفته می‌شود.
نمونه‌ای از این گونه تلسکوپها، مجموعه‌ای با نام "آرایه خیلی بزرگ" (VLA) می‌باشد که در نیومکزیکوی آمریکا قرار دارد و طول خط مبنای آن ۳۶ کیلومتر است.

این مجموعه عظیم از ۲۷ عدد تلسکوپ با قطر بشقاب ۲۵ متر تشکیل شده است. آنتنها روی ریلهایی قرار گرفته‌اند که به دانشمندان اجازه می‌دهد بتوانند آنها را در انواع چیدمانهای مختلف تنظیم نمایند.