Rikunarita-ORG/Wikinium huggingface dataset:
# فارنهایت

**فرمول تبدیل دما فارنهایت**|  | از فارنهایت | به فارنهایت |
| --- | --- | --- |
| سلسیوس | [°C] = [K] − ۲۷۳٫۱۵ | [K] = [°C] + ۲۷۳٫۱۵ |
| فارنهایت | [°F] = [K] × 9⁄5 − ۴۵۹٫۶۷ | [K] = ([°F] + ۴۵۹٫۶۷) × ۵⁄۹ |
| رانکین | [°R] = [K] × ۹⁄۵ | [K] = [°R] × ۵⁄۹ |
| برای فاصله دمایی نه یک دمای خاص ۱ K = ۱°C = ۹⁄۵°F = ۹⁄۵°R مقایسه دما در مقیاس‌های متفاوت |

  کشورهایی که از فارنهایت استفاده می‌کنند
  کشورهایی که از هردو واحد فارنهایت و سیلسیوس استفاده میکنند
  کشورهایی که از سلسیوس استفاده می‌کنند
**فارنهایت** (به آلمانی: Fahrenheit) مقیاسی برای سنجش دما است
که در ایالات متحده آمریکا کاربرد دارد.
در درجه‌بندی فارنهایت مایع دماسنجی جیوه اختیار می‌شود. نقطه پایینی دمای مخلوط یخ و نشادر و حد بالای آن دمای بدن انسان سالم اختیار می‌شود و آن را عدد ۹۸٫۶ در نظر می‌گیرند و از صفر تا ۹۸٫۶ را به ۹۸٫۶ قسمت مساوی تقسیم می‌کنند و هر یک، یک درجه فارنهایت نامگذاری می‌شود. از مقیاس فارنهایت که هنوز هم در بعضی از کشورهای انگلیسی نیز استفاده می‌شود، در کارهای علمی استفاده نمی‌شود. بریتانیا در سال ۱۹۶۴ مقیاس سیلسیوس را برای استفاده‌های تجاری و نظامی پذیرفت.

## نقاط ثابت

* نقطهٔ ثابت پایینی (۳۲ درجهٔ فارنهایت): دمای ذوب یخ که برابر با ۰ درجهٔ سلسیوس است.
* نقطهٔ ثابت بالایی (۲۱۲ درجهٔ فارنهایت): دمای جوش آب خالص در فشار یک اتمسفر که برابر با ۱۰۰ درجه سلسیوس است.

## تاریخچه

این مقیاس به افتخار گابریل دانیل فارنهایت که دماسنج جیوه‌ای را اختراع کرد نامگذاری شده‌است. براساس مقاله‌ای که در ۱۷۲۶ توسط او نوشته شده، مقیاس او براساس سه نقطه پایه‌گذاری شده‌است. نقطه اول دمای مخلوط یک به یک آب و یخ و نشادر است که به عنوان صفر در نظر گرفته شده‌است. نقطه بعدی دمای مخلوط یک به یک آب خالص و یخ است و نقطه سوم دمای بدن انسان. فارنهایت بعد از مشاهده فاصله این نقاط از هم به این نتیجه رسید که فاصله نقطه ذوب یخ خالص و یخ با نشادر نصف فاصله نقطه ذوب یخ خالص از دمای بدن است. پس برای سادگی تقسیم‌بندی بین این نقاط فاصله‌ها را به دو مقدار ۳۲ قسمتی و ۶۴ قسمتی تقسیم نمود که با نصف کردن چند باره فاصله‌ها امکان پذیر است. پس در مقیاس او دمای ذوب یخ خالص برابر با ۳۲ و دمای بدن برابر با ۹۶ درجه(۶۴+۳۲) اندازه‌گیری شد.
فارنهایت مشاهده کرد که آب با این مقیاس در ۲۱۲ درجه به جوش می‌آید. بعدها دانشمندان در این مقیاس تغییراتی دادند تا نقطه ذوب یخ دقیقاً ۳۲ درجه و دمای جوش آن ۲۱۲ درجه در نظر گرفته شود و فاصله آنها ۱۸۰ واحد باشد. به خاطر همین تغییرات دمای بدن انسان در این مدل حدود ۹۸ درجه به دست آمد.

## فرمول تبدیل واحدها به یکدیگر

فرمول تبدیل واحدها به یکدیگر| سلسیوس | *T*C = (*T*F − ۳۲) / ۱٫۸ |
| *T*F = (*T*C × ۱٫۸) + ۳۲ |
| کلوین | *T*F =*T*K×۱٫۸ − ۴۵۹٫۶۷ |
| *T*K = (*T*F + ۴۵۹٫۶۷) / ۱٫۸ |
| رانکین | *T*R = *T*F + ۴۵۹٫۶۷ |
| *T*F = *T*R − ۴۵۹٫۶۷ |

## جستارهای وابسته

* رانکین
* کلوین
* سلسیوس

## منابع
# ابرنواختر نوع یکم ای

در هستهٔ سحابی سیاره‌نما، Henize 2-428 را نشان می‌دهد، دو ستارهٔ کوتوله سفید جرم هر کدامشان کمی کمتر از جرم خورشید است. انتظار می‌رود هر دو با هم ادغام شوند و یک ابرنواختر نوع Ia ایجاد کنند که هر دو را در حدود ۷۰۰ میلیون سال نابود می‌کند.
**ابرنواختر نوع یکم ای** (به انگلیسی: Type Ia supernova) در آن دسته از منظومه‌های دوتایی (دو ستاره که به دور یکدیگر می‌چرخند) دیده‌می‌شود که در آن‌ها یکی از ستاره‌ها یک کوتوله سفید است و ستارهٔ دیگر ممکن است هر اندازه‌ای از یک ستاره؛ غول‌پیکر گرفته تا کوتوله سفیدی حتی کوچکتر از اولی داشته باشد.
یک کوتولهٔ سفید در واقع بقایای یک ستاره است که چرخهٔ عمر طبیعی‌اش را کامل کرده‌است و همجوشی هسته‌ای آن پایان یافته‌است، هرچند که کوتوله‌های سفید با تنوع کربن-اکسیژن معمول نیز چنانچه دمایشان به حد کافی بالا برود، همچنان قابلیت واکنش‌های همجوشی بیشتر را خواهند داشت.

از لحاظ فیزیکی کوتوله‌های سفید کربن-اکسیژن با سرعت چرخش پایین نمی‌توانند جرمی بیشتر از ۱٫۳۸ جرم خورشیدی داشته باشند،
زیرا در جرم‌های فراتر از این حد دوباره شعله‌ور شده و در برخی موارد یک انفجار ابرنواختری به دنبال خواهند داشت. این حد جرم را اغلب حد چاندراسخار می‌نامند که البته تا حدودی گمراه کننده است زیرا مقدار آن کمی با حد مطلق چاندراسخار اختلاف دارد. در حد چاندراسخار، فشار تبهگنی الکترون قادر به جلوگیری از رمبش ماده نیست. چنانچه یک کوتوله سفید از ستاره همراهش در منظومه دوتایی جرم جذب کند، همچنانکه به حد جرم ذکر شده نزدیک می‌شود، دمای هسته آن بالاتر رفته و به حد لازم برای همجوشی هسته‌ای کربن می‌رسد.

این رده از ابرنواخترها به‌طور پیوسته و ثابت روشنایی حداکثری تولید می‌کنند که دلیل آن یکنواختی جرم کوتوله سفیدی است که از طریق مکانیزم جذب ماده جرم آن افزوده شده و منفجر گردیده‌است. ثابت بودن میزان روشنایی این ابرنواخترها باعث می‌شود که بتوان از آن‌ها به عنوان شمع استاندارد برای اندازه‌گیری فاصله کهکشان‌هایشان استفاده نمود، زیرا قدر ظاهری ابرنواخترها در درجهٔ نخست به فاصلهٔ آن‌ها بستگی دارد.

## منابع
# مدولی (فیزیک)

در نظریه میدان کوانتومی، عبارت **مدولی** (یا **میدان‌های مدولی**) (به انگلیسی: Moduli) گاهی برای اشاره به میدانهای نرده‌ای به کار می‌رود که تابع انرژی پتانسیل آنها خانواده‌ایی از مینیمای سراسری دارد. چنین توابع پتانسیلی در سیستم‌های ابرتقارنی رخ می‌دهد. واژه مدولوس از ریاضیات وام گرفته‌شده‌است که در آنجا مترادف پارامتر است. واژه مدولی نخستین‌بار در سال ۱۸۵۷ در مقاله‌ای توسط برنهارت ریمان استفاده شد.

## منابع
# ماده تاریک داغ

**مادهٔ تاریک داغ (HDM)** شکلی از مادهٔ تاریک، متشکل از ذراتی تشکیل شده با سرعت‌های فرانسبیتی است.

مادهٔ تاریک ماده‌ای است که با تابش الکترومغناطیس، برهم‌کنشی ندارد و به همین دلیل **تاریک** است. دلیل ادعای وجود داشتن آن برای توضیح چگونگی شکل‌گیری خوشه‌ها و ابرخوشه‌ها پس از مه‌بانگ است. داده‌های به‌دست‌آمده از منحنی‌های چرخش کهکشان‌ها نشان می‌دهند که نزدیک به ۹۰٪ جرم یک کهکشان قابل دیدن نیست و تنها می‌توان از طریق آثار گرانشی‌اش آن را ردیابی نمود.

مادهٔ تاریک داغ نمی‌تواند توضیح دهد که چرا کهکشان‌های منفرد پس از مه‌بانگ شکل گرفته‌اند. برای توضیح ساختارها در مقیاس کوچک در گیتی به مادهٔ تاریک سرد یا مادهٔ تاریک گرم نیاز است.

## نقش در شکل‌گیری کهکشان‌ها

برداشتی از ماده تاریک که کهکشان راه شیری را فراگرفته‌است. اعتبار: ایزو / ال‌کالیمادا
نظریه‌پردازان می‌گویند که دو گونه از ماده تاریک وجود دارد:

۱) آنهایی که در اطراف اعضای مجزای یک خوشه از کهکشان های مرئی جمع می‌شوند.

۲) آنهایی که خوشه ها را به عنوان یک کل دربرمی‌گیرند.

از آنجایی که ماده تاریک سرد سرعت کمتری دارد، می‌تواند منبع «توده‌های کوچک‌تر به اندازه کهکشان» باشد.(چونان که در تصویر آمده). بنابراین، ماده تاریک داغ باید با تشکیل توده‌های جرم بزرگ‌تری که کل خوشه‌های کهکشانی را احاطه کرده‌اند، مطابقت داشته‌باشد. با این حال، داده‌های تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی، همانطور که توسط ماهواره COBE اندازه‌گیری شدند، بسیار یکنواخت اند، و این ذرات ماده تاریک داغ با سرعت بالا، نمی‌توانند توده‌هایی به کوچکی کهکشان‌هایی تشکیل دهند که در آغاز، حالتی همواره دارند. این یک اختلاف بین نظریه و داده‌های واقعی است. از لحاظ نظری، برای توضیح ساختارهای نسبتاً کوچک در جهان قابل مشاهده، به ماده تاریک سرد یا WDM را استناد می‌کنیم. به عبارت دیگر، ماده تاریک داغ به عنوان تنها ماده در توضیح شکل‌گیری کهکشان‌های کیهانی دیگر دیگر تبیین خوبی نیست و ماده تاریک داغ را زیر چتر بزرگ‌تر نظریه ماده تاریک مختلط (MDM) قرار می‌دهد.

## نوترینوها

نمونه‌ای از ذرات ماده‌ی تاریک داغ را نوترینو می‌نامند. نوترینوها دارای جرم بسیار کمی هستند و در دو نیروی اساسی از چهار نیروی اساسی یعنی برهمکنش الکترومغناطیسی و برهمکنش قوی شرکت نمی‌کنند. آنها توسط اندک‌کنش ضعیف و گرانش برهم کنش دارند، اما به دلیل قدرت ضعیف این نیروها، تشخیص آنها دشوار است. هم‌اکنون تعدادی از پروژه‌ها، مانند رصدخانه نوترینویی سوپرکامیوکانده، در گیفوی ژاپن در حال مطالعه‌ی این نوترینوها هستند.

## جستارهای وابسته

* لامبدا-سی دی ام
* دینامیک نیوتونی اصلاح‌شده

## منابع
# گوگول‌پلکس

**گوگل پلکس** (به انگلیسی: googolplex)؛ یک عدد معادل ۱۰googol است. در ریاضیات، بزرگی گوگل پلکس می‌تواند به شکل‌های دیگر از نماد عدد بزرگ، ازقبیل تتراشن، نشان داده شود. کسرا ام ؛

## تاریخچه

در سال ۱۹۳۸، میلتون سیروتا، برادرزادهٔ نه سالهٔ ادوارد کازنر، گوگول را ابداع کرد. سپس پیشنهادِ گوگول پلکس برای مدتی «یکی، و سپس با نوشتن صفر تا زمانی که شما خسته می‌شوید» را داد. کسنر تصمیم به اتخاذ یک تعریف رسمی‌تر گرفت؛ بنابراین، استاندارد شد به WIKINIUM\_MATH\_PH\_0 .

نام اعداد بزرگ| نماد علمی | مقیاس کوچک | مقیاس بزرگ | پیشوند اس آی | نماد اس آی |
| --- | --- | --- | --- | --- |
| ۱۰۰ | یک | یونی | u |
| ۱۰۱ | ده | دکا | da |
| ۱۰۲ | یک‌صد | هکتو | h |
| ۱۰۳ | یک‌هزار | کیلو | k |
| ۱۰۴ | ده هزار |
| ۱۰۵ | یکصد هزار |
| ۱۰۶ | میلیون | مگا | M |
| ۱۰۹ | بیلیون | میلیارد | گیگا | G |
| ۱۰۱۲ | تریلیون | بیلیون | ترا | T |
| ۱۰۱۵ | کوآدریلیون | بیلیارد | پتا | P |
| ۱۰۱۸ | کوینتیلیون | تریلیون | اگزا | E |
| ۱۰۲۱ | سکستیلیون | تریلیارد | زِتا | Z |
| ۱۰۲۴ | سپتیلیون | کوآدریلیون | یوتا | Y |
| ۱۰۲۷ | اکتیلیون | کادریلیارد | اگزونا | X |
| ۱۰۳۰ | نانیلیون | کوینتیلیون | وکا | V |
| ۱۰۳۳ | دسیلیون | کوانتیلیارد | مکا | Me |
| ۱۰۳۶ | آندسیلیون | سکستیلیون |
| ۱۰۳۹ | دیودسیلیون | سکستیلیارد |
| ۱۰۴۲ | تریدسیلیون | سپتیلیون |
| ۱۰۴۵ | کواتیوردسیلیون | سپتیلیارد |
| ۱۰۴۸ | کویندسیلیون | اکتیلیون |
| ۱۰۵۱ | سکسدسیلیون | اکتیلیارد |
| ۱۰۵۴ | سپتدسیلیون | نانیلیون |
| ۱۰۵۷ | اُکتودسیلیون | نانیلیارد |
| ۱۰۶۰ | نومدسیلیون | دسیلیون |
| ۱۰۶۳ | ویجینتیلیون | دسیلیارد |
| ۱۰۶۶ | آنویجینتیلیون | آندسیلیون |
| ۱۰۶۹ | دویجینتیلیون | آندسیلیارد |
| ۱۰۷۲ | ترسویجینتیلیون | دودسیلیون |
| ۱۰۷۵ | کوادرویجینتیلیون | دودسیلیارد |
| ۱۰۷۸ | کوینکاویجینتیلیون | تریدسیلیون |
| ۱۰۸۱ | سیسویجینتیلیون | تریدسیلیارد |
| ۱۰۸۴ | سپتمویجینتیلیون | کوادردسیلیون |
| ۱۰۸۷ | آکتوویجینتیلیون | کوادردسیلیارد |
| ۱۰۹۰ | نومویجینتیلیون | کویندسیلیون |
| ۱۰۹۳ | تریویجینتیلیون | کویندسیلیارد |
| ۱۰۹۶ | آنتریویجینتیلیون | سیدسیلیون |
| ۱۰۹۹ | دوتریویجینتیلیون | سیدسیلیارد |
| ۱۰۱۰۰ | گوگول |
| ۱۰googol = ۱۰۱۰۱۰۰ | گوگول پلکس |
| ۱۰googolplex = ۱۰۱۰۱۰۱۰۰ | گوگول پلکسیان |

## منابع

* WIKINIUM\_MATH\_PH\_2
* *{{{title}}}* در PlanetMath.
* Googolplex written out
# هربرت گلدشتاین

| هربرت گلدشتاین |
| --- |
| زادهٔ | ۲۶ ژوئن ۱۹۲۲ نیویورک |
| درگذشت | ۱۲ ژانویهٔ ۲۰۰۵ (۸۲ سال) |
| شهروندی | ایالات متحده آمریکا |
| محل تحصیل | دانشگاه اِم آی تی |
| **پیشینه علمی** |
| شاخه(ها) | فیزیک |
| محل کار | دانشگاه کلمبیا |
|  |

**هربرت گلدشتاین** (به انگلیسی: Herbert Goldstein) فیزیکدان آمریکایی و نویسندهٔ کتاب درسی استاندارد فیزیک، مکانیک کلاسیک بود. او دکترای خود را از دانشگاه دانشگاه اِم آی تی در سال ۱۹۴۳ دریافت کرد.

از سال ۱۹۴۲ تا ۱۹۴۶ او در آزمایشگاه تابش ام آی تی که در راستای نیازهای جنگ فعالیت می‌کرد، مشغول به کار روی فیزیک موجبرها و رادار و نیز مگنترون بود. از سال ۱۹۵۲، وی عضو ارشد شرکت توسعهٔ هسته‌ای آمریکا بود و هدایت پروژه‌هایی نظیر پژوهش نظری در زمینهٔ طراحی راکتورهای هسته‌ای را بر عهده داشت.

وی پایه‌گذار و مدیر انجمن دانشمندان یهودی ارتدکس بود. هنگام مرگ، او استاد علوم و فناوری هسته‌ای در دانشگاه کلمبیا بود. وی در اسرائیل به خاک سپرده شد.

## منابع

## پیوند به بیرون

* Classical Mechanics, second edition Addison-Wesley 1964, Herbert Goldstein.
* Oak Ridge National Laboratory Obituary
* Columbia university Obituary
# ادوارد نوری زالتا

| ادوارد نوری زالتا |
| --- |
|  |
| نام هنگام تولد | Edward Nouri Zalta |
| زادهٔ | ۱۶ مارس ۱۹۵۲ ‏(۷۴ سال) |
| ملیت | ایالات متحده آمریکا |
| تحصیلات | * دانشگاه رایس (بی‌ای)
* دانشگاه ماساچوست در امهرست (پی‌اچ‌دی)
 |
|  |
| دوره | فلسفه معاصر |
| حیطه | فلسفه غرب |
| مکتب | * فلسفه تحلیلی
* فلسفه ریاضیات
* منطق‌گرایی (منطق‌گرایی)
* Mathematical structuralism (abstract variety)
 |
| محل کار | * دانشگاه آکلند
* دانشگاه رایس
* دانشگاه زالتسبورگ
* CSLI، دانشگاه استنفورد
 |
| پایان‌نامه | *An Introduction to a Theory of Abstract Objects* (۱۹۸۱) |
| استاد راهنما | Terence Parsons |
| ایده‌های چشمگیر | نظریه شیء انتزاعی، اشیاء غیر موجود a ویژگی as two modes of محمول، فلسفه ریاضیات، نظریه شیء انتزاعی |
|  |

**ادوارد نوری زالتا** (انگلیسی: Edward N. Zalta؛ زادهٔ ۱۶ مارس ۱۹۵۲) فیلسوف اهل ایالات متحده آمریکا است.

## منابع

* مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «Edward N. Zalta». در *دانشنامهٔ ویکی‌پدیای انگلیسی*، بازبینی‌شده در ۱۸ اکتبر ۲۰۲۴.

## پیوند به بیرون

* وبگاه رسمی
# ولفگانگ ریدلر

| ولفگانگ ریدلر |
| --- |
|  |
| زادهٔ | ۱۸ مهٔ ۱۹۲۴ ‏(۱۰۲ سال) وین، |
| **پیشینه علمی** |
| شاخه(ها) | فیزیک |
|  |

**ولفگانگ ریدلر** (آلمانی: Wolfgang Rindler؛ زاده ۱۸ مهٔ ۱۹۲۴) یک فیزیک‌دان اهل ایالات متحده آمریکا است.

## منابع

* مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «Wolfgang Rindler». در *دانشنامهٔ ویکی‌پدیای انگلیسی*، بازبینی‌شده در ۶ مارس ۲۰۱۴.
* «Wolfgang Rindler». دریافت‌شده در ۶ مارس ۲۰۱۴.
# نیروی پنجم

**نیروی پنجم** نیروی هنوز ناشناخته‌ای است که گمان می‌رود بر پایهٔ چند نظریه به عنوان نیروی دیگری می‌تواند در کنار چهار نیروی بنیادی: گرانش، الکترومغناطیس، نیروی هسته‌ای قوی و نیروی هسته‌ای ضعیف در کار باشد. در فیزیک، این چهار نیرو اساس تمام فعل و انفعالات شناخته شده در طبیعت را بنا به باور کنونی تشکیل می‌دهند. برای توضیح مشاهدات مختلف غیرعادی گمانه‌زنی در مورد وجود نیروی پنجمی ارائه شده که با نظریه‌های موجود سازگار نیست. ویژگی‌های این نیروی پنجم بستگی به فرضیهٔ مطرح شده دارد. بسیاری نیرو را تقریباً در حد نیروی گرانش فرض می‌کنند (یعنی بسیار ضعیف‌تر از نیروی الکترومغناطیسی یا نیروهای هسته‌ای است) با دامنه‌ای از کمتر از یک میلی‌متر گرفته تا مقیاس‌های کیهان‌شناسی. بنا بر پیشنهاد دیگر، نیروی ضعیف جدیدی است که بوزون‌های W′ و Z′ واسطهٔ آن است.

در دهه‌های اخیر به دلیل کشف دو پدیده در کیهان‌شناسی که با نظریه‌های فعلی توضیح داده نمی‌شود، جستجوی برای *نیروی پنجم* افزایش یافته است. دانسته شده که بیشتر جرم جهان را شکل ناشناخته‌ای از ماده به نام ماده تاریک تشکیل می‌دهد. بیشتر فیزیکدانان معتقدند که ماده تاریک از ذرات زیر اتمی جدید و کشف نشده تشکیل شده است. اما برخی معتقدند که این ماده می‌تواند مربوط به یک نیروی اساسی ناشناخته باشد. دوم، همچنین اخیراً کشف شده که انبساط جهان در حال شتاب است، که به نوعی انرژی به نام انرژی تاریک نسبت داده شده است. برخی از فیزیکدانان حدس می‌زنند که نوعی انرژی تاریک به نام جهان شتاب‌دار می‌تواند *نیروی پنجم* باشد.

## رویکردهای تجربی

آزمودن یک نیروی بنیادی نو می‌تواند آزمونی دشوار باشد. به عنوان مثال: گرانش نیرویی چنان ضعیف است که فعل و انفعال گرانشی بین دو جسم تنها زمانی قابل توجه می‌شود که کنش‌های گرانشی یکی از آنها (جرم یکی از آنها) زیاد باشد؛ بنابراین، برای اندازه‌گیری فعل و انفعالات گرانشی بین اجسامی که در مقایسه با زمین کوچک هستند به تجهیزات بسیار حساسی نیاز است تا در مقایسه با زمین نیروی گرانش آن را اندازه‌گیری کند. نیروی بنیادی جدید (یا "پنجم") نیز به همین ترتیب ممکن است ضعیف باشد و بنابراین بازشناسی و تشخیص آن دشوار است. با این وجود، در سال‌های پایانی دههٔ ۱۹۸۰، نیروی پنجمی که در حد مقیاس‌های شهری (با دامنهٔ حدود ۱۰۰ متر) کنش دارد، توسط پژوهشگران (فیشباخ و دیگران) گزارش شد که در حال تجزیه و تحلیل نتایج بررسی‌های فیزیک‌دان مجارستانی لوراند اتووش در اوایل سدهٔ گذشته بودند. باور او بر این بوده که این نیرو با ابربار در ارتباط است. در طول چندین سال، آزمایش‌های دیگر نتوانسته‌اند این نتیجه را تکرار کنند.

بسته به نوع نیروی مورد نظر و دامنهٔ آن، دست کم سه نوع جستجو می‌تواند در این باره انجام شود.

## منابع

* مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «Fifth force». در *دانشنامهٔ ویکی‌پدیای انگلیسی*، بازبینی‌شده در ۷ آوریل ۲۰۲۱.
# رویداد اتفاقی

ماشین‌های قرمز که اتفاقی کنار هم پارک شده بودند
یک **رویداد اتفاقی** یا **تصادفی** (انگلیسی: Coincidence) همزمانی یا برخورد قابل توجهی از رویدادها یا شرایطی است که ظاهراً هیچ ارتباط علت و معلولی با یکدیگر ندارند. برداشت و ادراک از چنین رویدادهای قابل توجه می‌تواند منجر به باور کردن ادعاهای غیرطبیعی، غیبی یا ماوراء الطبیعه شود. همچنین ممکن است که به‌اعتقاد به تقدیر گرایی بینجامد؛ باور به این که رویدادها دقیقاً به شیوه‌ای از پیش تعیین شده رخ می‌دهند. به‌طور کلی، به دلیل نبودن توضیح پیچیده‌تری، این ذهنیت می‌تواند به عنوان پیوندی با روانشناسی و فلسفهٔ عامیانهٔ پذیرفته‌شده‌ای عمل کند.

از دیدگاه اماری، همزمانی و رخ‌دادن اتفاقی رویدادها امری اجتناب ناپذیر است و اغلب کمتر از آنچه که شهودی به نظر می‌رسند درخور توجه هستند. معمولاً احتمال پیش‌آمدن *رویدادهای تصادفی* غالباً دست کم گرفته شده‌اند.به عنوان مثال، یکی مسئله روز تولد فرد است: آمار خود نشان می‌دهد که احتمال وجود دو نفر با همان روز تولد در یک گروه که تنها از ۲۳ نفر تشکیل شده، در واقع بیش از ۵۰ درصد است.

## جستارهای وابسته

* سوگیری تأییدی
* پاریدولیا
* علت شمردن مقدم

## منابع

* مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «Coincidence». در *دانشنامهٔ ویکی‌پدیای انگلیسی*، بازبینی‌شده در ۲۸ آوریل ۲۰۲۲.
# عکس نجومی روز

عکس نجومی روز| این وبگاه در ۳۱ دسامبر ۲۰۱۶، تصویری از سحابی سه‌تکه را به نمایش گذاشت. |
| در دسترس به زبان | انگلیسی (زبان اصلی) |
| مالک | ناسا و دانشگاه فناوری میشیگان |
| پدیدآور(ها) | رابرت جی نمیرف و جری بونل |
| وبگاه | apod.nasa.gov |
| تجاری؟ | خیر |
| راه‌اندازی | ۱۶ ژوئن ۱۹۹۵ (۱۹۹۵-16}}) |
| وضعیت کنونی | فعال |

**عکس نجومی روز** (به انگلیسی: Astronomy Picture of the Day) یا به اختصار APOD وبگاهی است که توسط ناسا و دانشگاه فناوری میشیگان ارائه شده‌است. هر روز یک تصویر یا عکس متفاوت از جهان همراه با توضیح مختصری که توسط یک ستاره‌شناس حرفه‌ای نوشته شده‌است، از این وبگاه نمایش داده می‌شود. عکس‌ها لزوماً مطابق با یک رویداد آسمانی در همان روز نیست و گاهی نیز ممکن است تصاویر تکرار شوند. هنگامی که این وبگاه ایجاد شد، در مجموع ۱۴ بازدید از صفحه در روز اول خود دریافت کرد. اکنون، این وبگاه بیش از یک میلیارد بازدید از تصاویر در طول عمر خود دریافت کرده‌است. همچنین این وبگاه روزانه به ۲۱ زبان ترجمه می‌شود.

## نگارخانه

* به سیاره زمین خوش آمدید
* سایه مریخ‌نورد آپورچونیتی
* ابرهای ماماتوس بر فراز ساسکاچوان
* سحابی عقاب: ستون‌های آفرینش
* دره مارینر
* گونه‌ای از ابر (ابر لوله‌ای) بر فراز اروگوئه
* سحابی چشم گربه
* سحابی سه‌تکه
* زتا مارافسای
* رقص دو سیاه‌چاله در ۳سی ۷۵
* سحابی عقاب
* اولین پرتاب موشک از کیپ کاناورال

## منابع
# آنجلو سکی

| آنجلو سکّی |
| --- |
|  |
| زادهٔ | ۲۹ ژوئن ۱۸۱۸ رجو نل امیلیا |
| درگذشت | ۲۶ فوریهٔ ۱۸۷۸ (۵۹ سال) رم |
| ملیت | پادشاهی ایتالیا |
| جوایز | لژیون دونور، فرانسه |
| **پیشینه علمی** |
| شاخه(ها) | نجوم |
| محل کار | Observatory of the Roman College |
|  |

**آنجلو سکّی** (انگلیسی: Angelo Secchi; ۲۹ ژوئن ۱۸۱۸ – ۲۶ فوریهٔ ۱۸۷۸) یک دانشمند اخترشناسی اهل پادشاهی ایتالیا بود. وی از پیشگامان طیف‌سنجی نجومی‌ محسوب می‌شود و از اولین دانشمندانی بود که متوجه شد خورشید نیز یک ستاره است.

## جستارهای وابسته

* فهرست دانشمندان روحانی پیرو کلیسای کاتولیک

## منابع

* مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «Angelo Secchi». در *دانشنامهٔ ویکی‌پدیای انگلیسی*، بازبینی‌شده در ۵ مارس ۲۰۱۷.

## پیوند به بیرون
# ستاره شراره‌دار

**ستارهٔ شراره‌دار** یا **متغیر یووی قیطسی** (به انگلیسی: Flare star) نوعی ستاره متغیر است. این ستارگان به دلیل شراره‌هایی که روی سطح آن‌ها وجود دارند، به طور متناوب روشن و خاموش می‌شوند. تعیین شراره‌ها بر روی ستارگان درخشان دشوار است، زیرا در برون‌داد ِ نوری‌ستاره، افزایش‌اندکی ایجاد می‌شود؛ از سوی دیگر، یک "شراره" روی یک ستارهٔ‌کم‌نور، بسیار آشکار است.

معروفترین ستارهٔ شراره‌دار شناخته‌شده پروکسیما قنطورس است. ستاره ولف ۳۵۹، ستاره بارنارد، ستاره تی‌وی‌ال‌ام۵۱۳–۴۶۵۴۶ و ستاره 2MASS J18352154–3123385 از دیگر ستاره‌های شراره‌دار هستند.
# کهکشان سیفرت

کهکشان دوپرگار، نمونهٔ (II) کهکشان سیفرت
**کهکشان سیفرت** یا کهکشان‌های سیفرت؛ (انگلیسی: Seyfert galaxy)، یکی از دو گروه بزرگ هسته‌های کهکشانی فعال، همراه اختروشها هستند. آن‌ها هسته‌های اختروش مانندی (منابع بسیار درخشان، دوردست و روشن از تابش الکترومغناطیسی) با درخشندگی سطحی بسیار بالا دارند که طیف‌های آن‌ها خطوط انتشار قوی با یونیزاسیون بالا را نشان می‌دهد،
اما برخلاف اختروش‌ها، کهکشان‌های میزبان آن‌ها به روشنی قابل تشخیص هستند.

کهکشان‌های سیفرت حدود ۱۰٪ کل کهکشان‌ها را تشکیل می‌دهند
و در ردیف جستارهایی که در اخترشناسی مورد بررسی ویژه فرار دارند هستند، زیرا بسیاری بر این باورند که آن‌ها از همان پدیده‌هایی که در اختروش‌ها اتفاق می‌افتد نیرو می‌گیرند، هرچند آن‌ها نزدیکتر و درخشان‌تر از اختروش‌ها هستند. این کهکشان‌ها در مرکز خود دارای سیاه‌چاله‌های فوق‌العاده‌ای هستند که توسط قرص برافزایشی؛ که از مواد در حال سقوط به سیاه‌چاله ساخته شده، احاطه شده‌ند. باور کنونی بر این است که دیسک‌های جمع‌کننده منبع تابش پرتو فرابنفش‌ی که مشاهده می‌شود هستند. خطوط انتشار و جذب فرابنفش بهترین نشان تشخیص را برای ترکیب مواد اطراف ارائه می‌دهد.

در نور مرئی، بیشتر *کهکشان‌های سیفرت*، مانند کهکشان‌های مارپیچی معمولی به نظر می‌رسند، اما هنگامی که تحت طول موج‌های دیگر مورد بررسی قرار می‌گیرند، درخشش هسته‌های آن‌ها از نظر تابندگی آشکار می‌شود، که با تابندگی تمامی کهکشان راه شیری قابل مقایسه است.

کهکشان‌های سیفرت به نام کارل سیفرت نامگذاری شده‌است که نخستین بار در سال ۱۹۴۳ این کلاس را توصیف کرد.

## جستارهای وابسته

* ۱ ای‌اس ۱۹۲۷+۶۵۴

## منابع

* مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «Seyfert galaxy». در *دانشنامهٔ ویکی‌پدیای انگلیسی*، بازبینی‌شده در ۶ نوامبر ۲۰۱۹.

## پیوند به بیرون
# لوکوموتیو دیزلی

لوکوموتیو دیزلی باسرعت ۲۳۸ کیلومتر بر ساعت
 **لوکوموتیو دیزلی** گونه‌ای کشنده است که محرک اصلی آن موتور دیزل است و قدرت آن به برق تبدیل شده که به صورت الکتریکی به ترکشن موتورها و در نهایت به چرخ‌ها منتقل می‌شود.

**ان‌اس‌بی دی۴** یک کلاس از پنج لوکوموتیو دیزلی-الکتریکی است که توسط هنشل برای راه‌آهن دولتی نروژ ان‌اس‌بی ساخته شده است. این کلاس که در سال ۱۹۸۱ تحویل داده شد، برای حمل قطارهای مسافربری در خط نوردلند استفاده می‌شود و از سال ۲۰۰۱ تنها لوکوموتیوهای دیزلی هستند که توسط ان‌اس‌بی استفاده می‌شود. این لوکوموتیوها دارای قطعات الکتریکی از براون، باوری & سی و یک موتور اصلی الکترو-موتیو دیزل ساخته جنرال موتورز بودند. توان خروجی این لوکوموتیو ۲۴۵۰ کیلووات (۳۲۹۰ اسب بخار) و نیروی کششی اولیه آن ۳۶۰ کیلونیوتون است.
## منابع

مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «Diesel locomotive». در *دانشنامهٔ ویکی‌پدیای انگلیسی*، بازبینی‌شده در ۴ سپتامبر ۲۰۱۹.
# رود سورون

| رود سورون |
| --- |
|  |
|  |
| مکان |
| کشور | بریتانیا |
| ویژگی‌های ظاهری |
| دهانه | کانال بریستول |
|  • ارتفاع | ۰ **واحد؟** |
| اندازهٔ حوضه | ۱۱۴۲۰ **واحد؟** |
|  |
| دبی | ۶۱.۱۷ |
|  |

**رود سورون** رودی است به کانال بریستول می‌ریزد. این رود از کشور بریتانیا می‌گذرد.

## منابع

* مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «River Severn». در *دانشنامهٔ ویکی‌پدیای انگلیسی*، بازبینی‌شده در ۸ سپتامبر ۲۰۱۴.

## پیوند به بیرون
# ریل استاندارد

ریل استاندارد (رنگ آبی)
**ریل استاندارد** (انگلیسی: Standard gauge) یکی از اندازه‌های ریل راه‌آهن است که توسط جورج استفنسون مهندس انگلستانی که عنوان اندازه ریل استاندارد معرفی شده‌است.

اندازه این ریل ۱٬۴۳۵ میلی‌متر (۴ فوت ۸ ۱⁄۲ اینچ) می‌باشد و هم‌اکنون مورد استفاده در ۶۰٪ کشورهای جهان است.

## کشورهای استفاده کننده

* آلبانی
* الجزایر
* آرژانتین
* استرالیا
* اتریش
* بنگلادش
* بلژیک
* بوسنی
* برزیل
* بلغارستان
* کانادا
* چین
* کرواسی
* کامبوج
* کوبا
* جمهوری چک
* دانمارک
* مصر
* فرانسه
* آلمان
* یونان
* هنگ کنگ
* مجارستان
* هند
* اندونزی
* ایران
* عراق
* ایرلند
* اسرائیل
* ایتالیا
* ژاپن
* کنیا
* لبنان
* لیبی
* لوکزامبورگ
* مقدونیه
* مالزی
* مکزیک
* موناکو
* مونته‌نگرو
* مراکش
* هلند
* کره شمالی
* نروژ
* پاناما
* پاراگوئه
* پرو
* فیلیپین
* لهستان
* پرتغال
* رومانی
* روسیه (به صورت جزئی)
* عربستان
* صربستان
* سنگاپور
* اسلواکی
* اسلوونی
* آفریقای جنوبی
* کره جنوبی
* اسپانیا
* سوئد
* سوئیس
* سوریه
* تایوان
* تونس
* تایلند
* ترکیه
* امارات متحده عربی
* بریتانیا
* آمریکا
* اروگوئه
* ویتنام

## جستارهای وابسته

## منابع

* مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا. «Standard gauge». در *دانشنامهٔ ویکی‌پدیای انگلیسی*، بازبینی‌شده در ۱۱ نوامبر ۲۰۱۵.
* Allen, Geoffrey Freeman (1987). *Jane's World Railways, 1987–88*. Jane's Information Group. ISBN 9780710608482.
* Baxter, Bertran (1966). *Stone Blocks and Iron Rails (Tramroads)*. Industrial Archaeology of the British Isles. Newton Abbot: David & Charles.
* Jones, Robin (2013). *The Rocket Men*. Mortons Media Group. ISBN 9781909128279.
* Jones, Stephen K. (2009). *Brunel in South Wales*. Vol. vol. II: Communications and Coal. Stroud: The History Press. pp. 64–65. ISBN 9780752449128. `{{cite book}}`: `|volume=` has extra text (help)
* Setti, João Bosco (2008). *Brazilian Railroads*. Rio de Janeiro: Memória do Trem. ISBN 9788586094095 – via Google Books.
* Vaughan, A. (1997). *Railwaymen, Politics and Money*. London: John Murray. ISBN 0-7195-5150-1.
* Whishaw, Francis (1842). *The Railways of Great Britain and Ireland: Practically Described and Illustrated*. London: John Weale. Republished 1969, David & Charles reprints: Newton Abbot. ISBN 0-7153-4786-1.
* Pomeranz, Kenneth; Topik, Steven (1999). *The World that Trade Created: Society, Culture, and World Economy, 1400 to the Present*. Armonk, NY: M.E. Sharpe. ISBN 0-7656-0250-4.
* Puffert, Douglas J. (2009). *Tracks across Continents, Paths through History: The Economic Dynamics of Standardization in Railway Gauge*. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-68509-0.

## پیوند به بیرون

* "The Sydney Morning Herald". *The Sydney Morning Herald*. 23 May 1892. p. 4. Retrieved 14 August 2011 – via National Library of Australia.، A discussion of gauge in Australia, c.1892
* A learned text of standardisation of gauge
* "Standard Railway Gauge". *Townsville Bulletin*. 5 October 1937. p. 12. Retrieved 19 March 2014 – via National Library of Australia. Roman gauge origin.