payamvha/North_RAG huggingface dataset:
در جو ایجاد می‌شود شهاب ثاقِب گفته می‌شودکه ممکن است چندین ثانیه به طول بی انجامد. واژه شهاب عربی و شخانه فارسی است. زمانی که یک شهاب‌واره به سطح سیاره برخورد کند شهاب‌سنگ (Meteorite) نامیده می‌شود. هر ساله صدها تن غبار شخانه‌ای بر سطح زمین می‌نشیند.
سحابی یا میغ‌واره به ابر عظیمی از غبار، گاز و پلاسما در فضاهای میان‌ستاره‌ای گفته می‌شود. (در لاتین؛ nebula یا nebulae در جمع) بخشی درخشان و متمایز از محیط میان‌ستاره‌ای است که می‌تواند از یونیزه شدن، هیدروژن به‌شکل خنثی یا مولکولی، و همچنین از غبار کیهانی تشکیل شده‌باشد. بیشتر سحابی‌ها مناطق ستاره ساز هستند، مانند «ستون‌های آفرینش» در سحابی عقاب. در این نواحی، تشکیلات گاز، غبار و دیگر مواد به هم می‌پیوندند و مناطق متراکم‌تری را تشکیل می‌دهند که به جذب مواد بیشتری می‌انجامد و در نهایت آن‌ها به اندازهٔ کافی
بیشتری می‌انجامد و در نهایت آن‌ها به اندازهٔ کافی متراکم می‌شوند تا ستاره‌ها را تشکیل دهند. سپس، تصور می‌شود که مواد باقی مانده سیارات و دیگر اجرام سامانه سیاره‌ای را تشکیل می‌دهند. بیشتر سحابی‌ها اندازهٔ بسیار وسیعی دارند. قطر برخی از آنها صدها سال نوری است. یک سحابی که از زمین برای چشم انسان قابل مشاهده است؛ با آن که از نزدیک بزرگتر به نظر می‌رسد، اما روشن‌تر نیست. سحابی شکارچی، درخشان‌ترین سحابی در آسمان و مساحتی دو برابر قطر زاویه‌ای ماه کامل را می‌توان با چشم غیرمسلح مشاهده کرد، اما اخترشناسان پیشین
با چشم غیرمسلح مشاهده کرد، اما اخترشناسان پیشین آن را نادیده گرفتند.[۷] اگرچه چگالی بیشتر سحابی‌ها از فضای اطراف آنها بیشتر است، اما چگالی بیشتر سحابی‌ها بسیار کمتر از هر خلاء ایجاد شده روی زمین است - یک ابر سحابی به اندازهٔ زمین جرم کلی آن تنها چند کیلوگرم خواهد بود. چگالی هوای زمین تقریباً ۱۹۱۰ مولکول در سانتی‌متر مکعب است. در مقابل، متراکم‌ترین سحابی‌ها می‌توانند دارای چگالی ۱۰۰۰۰ مولکول در هر سانتی‌متر مکعب باشند. بسیاری از سحابی‌ها به دلیل فلورسانس ناشی از ستارگان داغ تعبیه شده قابل مشاهده هستند، در
از ستارگان داغ تعبیه شده قابل مشاهده هستند، در حالی که دیگر سحابی‌ها به قدری پراکنده هستند که تنها با نوردهی طولانی و فیلترهای ویژه قابل تشخیص هستند. برخی از سحابی‌ها به‌طور متغیر توسط نور ستاره‌های متغیر تی ثوری روشن می‌شوند. در اصل، اصطلاح «سحابی» برای توصیف هر جرم نجومی پراکنده، از جمله کهکشان‌های فراتر از راه شیری استفاده می‌شد. به‌عنوان مثال، کهکشان آندرومدا زمانی به عنوان سحابی آندرومدا (و کهکشان‌های مارپیچی به‌طور کلی به عنوان «سحابی‌های مارپیچی») شناخته می‌شدند، قبل از اینکه ماهیت واقعی کهکشان‌ها
می‌شدند، قبل از اینکه ماهیت واقعی کهکشان‌ها در اوایل قرن بیستم توسط وستو اسلیفر، ادوین هابل و دیگران تأیید شود. ادوین هابل کشف کرد که بیشتر سحابی‌ها با ستاره‌ها مرتبط هستند و با نور ستاره‌ها روشن می‌شوند. او همچنین به دسته‌بندی سحابی‌ها بر اساس نوع طیف‌های نوری آنها کمک کرد. سحابی‌ها محل پیدایش و زادگاه ستارگان هستند. به نوعی می‌توان گفت سحابی‌ها هم گورستان و هم زایشگاه ستارگان هستند. تاریخچه مشاهده سحابی‌ها. حدود سال ۱۵۰ میلادی، بطلمیوس در کتاب‌های هفتم و هشتم المجسطی خود پنج ستاره را که به صورت مه‌آلود
هشتم المجسطی خود پنج ستاره را که به صورت مه‌آلود ظاهر می‌شدند، ثبت کرد. او همچنین به منطقه‌ای از مه‌آلودگی بین صورت‌های فلکی دب اکبر و شیر اشاره کرد که با هیچ ستاره ای مرتبط نبود. اولین سحابی واقعی که از خوشه ستاره‌ای متمایز بود، توسط اخترشناس ایرانی عبد الرحمن صوفی در کتاب صور الکواکب (سال ۹۶۴ میلادی) ذکر شد. او به «ابر کوچکی» اشاره کرد که در محلی است که اکنون به عنوان کهکشان آندرومدا شناخته می‌شود. او همچنین خوشه ستاره‌ای امیکرون ولوروم را به عنوان «ستاره‌ای مه‌آلود» و دیگر اجرام مه‌آلود مانند خوشه بروکی
مه‌آلود» و دیگر اجرام مه‌آلود مانند خوشه بروکی را فهرست کرد. ابرنواختری که سحابی خرچنگ را ایجاد کرد، توسط اخترشناسان عرب و چینی در سال ۱۰۵۴ میلادی مشاهده شد. در سال ۱۶۱۰، نیکولا کلود فابری دو پییرسک سحابی شکارچی را با استفاده از تلسکوپ کشف کرد. این سحابی در سال ۱۶۱۸ توسط یوهان باپتیست سیسات نیز مشاهده شد. با این حال، اولین مطالعه دقیق سحابی شکارچی تا سال ۱۶۵۹ توسط کریستیان هویگنس انجام نشد، که او نیز باور داشت اولین کسی است که این مه‌آلودگی را کشف کرده است. در سال ۱۷۱۵، ادموند هالی فهرستی از شش سحابی منتشر
در سال ۱۷۱۵، ادموند هالی فهرستی از شش سحابی منتشر کرد. این عدد به تدریج در طول قرن افزایش یافت و ژان فیلیپ دو شسو در سال ۱۷۴۶ فهرستی از ۲۰ سحابی (از جمله هشت سحابی که قبلاً ناشناخته بودند) تهیه کرد. از سال ۱۷۵۱ تا ۱۷۵۳، نیکلاس لوئی دو لاکای از کیپ تاون ۴۲ سحابی را فهرست کرد که بیشتر آن‌ها قبلاً ناشناخته بودند. سپس شارل مسیه فهرستی از ۱۰۳ «سحابی» (که اکنون به عنوان اجرام مسیه شناخته می‌شوند و شامل کهکشان‌هایی نیز هستند) تا سال ۱۷۸۱ تهیه کرد؛ علاقه او به رصد دنباله‌دارها بود و این اجرام به عنوان اشیایی بودند
بود و این اجرام به عنوان اشیایی بودند که ممکن بود با آن‌ها اشتباه گرفته شوند. سپس تعداد سحابی‌ها به‌طور قابل توجهی با تلاش‌های ویلیام هرشل و خواهرش، کارولین هرشل، افزایش یافت. فهرست آن‌ها با عنوان کاتالوگ هزار سحابی و خوشه ستاره‌ای جدید در سال ۱۷۸۶ منتشر شد. دومین فهرست از هزار سحابی در سال ۱۷۸۹ و سومین و آخرین فهرست شامل ۵۱۰ سحابی در سال ۱۸۰۲ منتشر شد. در بخش زیادی از کار خود، ویلیام هرشل باور داشت که این سحابی‌ها تنها خوشه‌های ستاره‌ای حل‌نشده هستند. با این حال، در سال ۱۷۹۰، او ستاره‌ای را کشف کرد که
این حال، در سال ۱۷۹۰، او ستاره‌ای را کشف کرد که توسط مه‌آلودگی احاطه شده بود و نتیجه گرفت که این یک مه‌آلودگی واقعی است و نه یک خوشه دوردست. از سال ۱۸۶۴، ویلیام هاگینز طیف‌های حدود ۷۰ سحابی را بررسی کرد. او دریافت که حدود یک‌سوم آن‌ها دارای طیف نشری یک گاز هستند. بقیه طیف پیوسته‌ای را نشان دادند و به همین دلیل تصور می‌شد که از جرم ستاره‌ها تشکیل شده‌اند. در سال ۱۹۱۲، دسته سوم اضافه شد زمانی که وِستو اسلیفر نشان داد که طیف سحابی اطراف ستاره مروپ با طیف‌های خوشه باز پروین مطابقت دارد؛ بنابراین، این سحابی با
باز پروین مطابقت دارد؛ بنابراین، این سحابی با انعکاس نور ستارگان تابش می‌کند. در سال ۱۹۲۳، پس ازبحث بزرگ، مشخص شد که بسیاری از «سحابی‌ها» در واقع کهکشان‌هایی دور از راه شیری هستند. اسلیفر و ادوین هابل به جمع‌آوری طیف‌های بسیاری از سحابی‌ها ادامه دادند و ۲۹ سحابی با طیف نشری و ۳۳ سحابی با طیف پیوسته نور ستاره‌ها پیدا کردند. در سال ۱۹۲۲، هابل اعلام کرد که تقریباً تمام سحابی‌ها با ستارگان مرتبط هستند و نور آن‌ها از ستاره‌ها تأمین می‌شود. او همچنین کشف کرد که سحابی‌های دارای طیف نشری تقریباً همیشه با ستارگانی
دارای طیف نشری تقریباً همیشه با ستارگانی با طبقه‌بندی طیفی B یا داغ‌تر (شامل تمام ستارگان رشته اصلی نوع O) مرتبط هستند، در حالی که سحابی‌های با طیف پیوسته با ستارگان خنک‌تر همراه هستند. هم هابل و هم هنری نوریس راسل نتیجه گرفتند که سحابی‌های اطراف ستارگان داغ‌تر به نوعی تغییر یافته‌اند. تشکیل سحابی‌ها. سحابی‌ها از مکانیسم‌های مختلفی برای تشکیل برخوردارند که به نوع آن‌ها بستگی دارد. برخی سحابی‌ها از گازی تشکیل می‌شوند که از قبل در محیط میان‌ستاره‌ای وجود دارد، در حالی که برخی دیگر توسط ستارگان تولید می‌شوند.
در حالی که برخی دیگر توسط ستارگان تولید می‌شوند. نمونه‌هایی از دسته اول شامل ابرهای مولکولی عظیم است که سردترین و متراکم‌ترین فاز گاز میان‌ستاره‌ای به‌شمار می‌روند و از طریق سرد شدن و چگالش گاز پراکنده‌تر شکل می‌گیرند. نمونه‌هایی از دسته دوم شامل سحابی‌های سیاره‌نما هستند که از موادی تشکیل می‌شوند که توسط یک ستاره در مراحل پایانی تکامل خود به بیرون ریخته می‌شوند. مناطق تشکیل ستاره نوعی از سحابی‌های نشری هستند که با ابرهای مولکولی عظیم در ارتباط‌اند. این مناطق زمانی شکل می‌گیرند که یک ابر مولکولی تحت نیروی
زمانی شکل می‌گیرند که یک ابر مولکولی تحت نیروی جاذبه خود فرو می‌ریزد و ستارگان تولید می‌کند. ستارگان پرجرم ممکن است در مرکز تشکیل شوند و پرتو فرابنفش آن‌ها گازهای اطراف را یونیزه می‌کند و باعث می‌شود که این گازها در طول موج‌های نوری دیده شوند. ناحیه یونیزه شده‌ای از هیدروژن که ستارگان پرجرم را احاطه کرده است به عنوان مناطق هیدروژنی اچ دو شناخته می‌شود، در حالی که پوسته‌های هیدروژن خنثی که اطراف منطقه H II قرار دارند به عنوان منطقه فوتودیسوسیشن شناخته می‌شوند. نمونه‌هایی از مناطق تشکیل ستاره شامل سحابی
نمونه‌هایی از مناطق تشکیل ستاره شامل سحابی شکارچی، سحابی روزت و سحابی امگا هستند. فرآیندهای مربوط به تشکیل ستاره، مانند انفجارهای ابرنواختری ناشی از ستارگان پرجرم، بادهای ستاره‌ای یا پرتو فرابنفش این ستارگان، یا جریان‌های خارج‌شده از ستارگان کم‌جرم می‌توانند ابر را مختل کرده و پس از چند میلیون سال سحابی را از بین ببرند. سحابی‌های دیگر در نتیجه انفجارهای ابرنواختری شکل می‌گیرند؛ این‌ها نتیجه مرگ ستارگان پرجرم و کوتاه‌عمر هستند. موادی که از انفجار ابرنواختری بیرون رانده می‌شوند، توسط انرژی و جسم فشرده‌ای که
بیرون رانده می‌شوند، توسط انرژی و جسم فشرده‌ای که هسته ستاره تولید می‌کند، یونیزه می‌شوند. یکی از بهترین نمونه‌های این نوع، سحابی خرچنگ در صورت فلکی گاو است. این رویداد ابرنواختری در سال ۱۰۵۴ میلادی ثبت شد و با نام اس‌ان ۱۰۵۴ شناخته می‌شود. جسم فشرده‌ای که پس از این انفجار ایجاد شد، اکنون در مرکز سحابی خرچنگ قرار دارد و هسته آن اکنون یک ستاره نوترونی است. نوع دیگری از سحابی‌ها به عنوان سحابی‌های سیاره‌نما تشکیل می‌شوند. این مرحله نهایی زندگی یک ستاره کم‌جرم، مانند خورشید زمین است. ستارگانی با جرمی تا ۸–۱۰
مانند خورشید زمین است. ستارگانی با جرمی تا ۸–۱۰ برابر جرم خورشید به غول سرخ تبدیل می‌شوند و در طی تپش‌های جوی خود، به آرامی لایه‌های بیرونی خود را از دست می‌دهند. زمانی که یک ستاره به اندازه کافی ماده از دست داد، دمای آن افزایش می‌یابد و پرتو فرابنفش آن می‌تواند سحابی اطراف را که به بیرون پرتاب کرده، یونیزه کند. خورشید نیز در نهایت یک سحابی سیاره‌نما تولید خواهد کرد و هسته آن به شکل یک کوتوله سفید باقی خواهد ماند. دسته‌بندی. سحابی پراکنده. بیشتر سحابی‌ها را می‌توان به عنوان "سحابی‌های پراکنده" توصیف کرد،
می‌توان به عنوان "سحابی‌های پراکنده" توصیف کرد، به این معنی که آنها با گسترشی که یافته‌اند دیگر مرزهای مشخصی ندارند. سحابی‌ها را بر پایهٔ نحوه و میزان درخشندگی‌شان به دسته‌های زیر بخش می‌کنند: سحابی تاریک ابری از گرد و غبار و گاز است که گازش نور میدان‌های ستارگان یا سحابی‌های تابان پشت سرش را که از این ابر می‌گذرند، جذب می‌کند. سحابی‌های تاریک، که به سحابی‌های جذبی نیز معروفند، هیچ تشعشعی از خود ندارند، ولی ممکن است نورهای جذب شده را به شکل امواج رادیویی یا انرژی مادون قرمز یا فرو سرخ دوباره بتابانند. شاید
انرژی مادون قرمز یا فرو سرخ دوباره بتابانند. شاید جرم سحابی‌های تاریک چندین هزار بار از جرم خورشید بیشتر باشد. اگر یک سحابی به اندازهٔ کافی جرم داشته باشد، در نقطه‌ای از زمان موادش فشرده شده و تبدیل به ستاره می‌شود. شاید سپس سحابی تاریک با ستارگان جوان گرم حرارت ببیند و به سحابی نشری درخشانی تبدیل شود. ستارگان غول سرخ در اواخر عمرشان لایه‌های گازی بیرونی شان را به دور می‌اندازند. این لایه‌ها پوسته منبسط شونده‌ای از گازهای تابان را تشکیل می‌دهند که سحابی سیاره‌ای نامیده می‌شوند. علت این نامگذاری این است که
نامیده می‌شوند. علت این نامگذاری این است که ویلیام هرشل، منجم آلمانی الاصل (۱۸۲۲–۱۷۸۳)، تصور کرد که این پوسته‌ها شبیه سیاره‌اند. شاید از دید ناظر زمینی، این پوسته گازی به شکل ساعت شنی، حباب یا حلقه به نظر آید. این سحابی با سرعت تقریبی ۲۰ کیلومتر (۱۲ مایل) در ثانیه رو به بیرون حرکت می‌کند و بعد از ۳۵ هزار سال در محیط میان‌ستاره‌ای پراکنده خواهد شد. موج‌های ضربه‌ای انفجار ابرنواختر با سرعت هزاران کیلومتر در ثانیه در محیط میان ستاره‌ای سیر می‌کنند. این موج‌های ضربه‌ای مواد میان ستاره‌ای را آشفته می‌کنند و
ضربه‌ای مواد میان ستاره‌ای را آشفته می‌کنند و شاید فرایند فروریزش گرانشی را که سرانجام باعث تشکیل ستارگان در ابرهای میان ستاره‌ای می‌شود، آغاز می‌کنند. از هنگام اختراع تلسکوپ، هیچ ابر نواختری در کهکشان ما کشف نشده است. اگر ابر نواختری به وجود می‌آمد، تا چندین ماه، در آسمان به تابناکی ماه می‌درخشید. اگر آن ابر نواختر فرضی به زمین بسیار نزدیک می‌بود، می‌توانست جو زمین را منهدم کند. هنگامی که ستاره به صورت ابرنواختر منفجر می‌شود، لایه‌های گازی بیرونی آن برای تشکیل بقایای ابر نواختری تابان، متلاشی شده و با
تشکیل بقایای ابر نواختری تابان، متلاشی شده و با سرعت از هسته‌اش فاصله می‌گیرند. برخی از انفجارات آنقدر شدیدند که حتی خود هسته نابود می‌شود. تقریباً ۹۰ درصد ته‌مانده‌ها کم و بیش کروی‌اند و بقیه بر اثر نیروی انفجار متلاشی می‌شوند تا انبوهی از شعله‌های گازی فاقد ساختار ظاهری را تشکیل دهند. در مرکز چنان بقایایی، پالسارها (ستاره‌های تپنده) شناسایی شده‌اند.
علوم آزمایشگاهی پزشکی یا علوم آزمایشگاهی بالینی یکی از شاخه‌های علوم پزشکی است و بیشتر با آنالیز آزمایشگاهی خون، مایعات و بافت‌های بدن انسان با هدف تشخیص بیماری، پیگیری درمان و حفظ سلامت افراد جامعه سر و کار دارد. آزمایشگاه پزشکی یا آزمایشگاه بالینی، مکانی است که در آن آزمایش‌هایی بر روی نمونه‌های بالینی انجام می‌شود تا اطلاعاتی درباره وضعیت سلامت بیمار به دست آید و به تشخیص، درمان و پیشگیری از بیماری کمک کند. رشته دانشگاهی. ایران. در ایران رشته علوم آزمایشگاهی بالینی در مقطع کارشناسی پیوسته ۱۳۰ واحد دارد
بالینی در مقطع کارشناسی پیوسته ۱۳۰ واحد دارد که ۱۶ واحد آن کارورزی در مراکز درمانی و بیمارستان است. واحدهایی نظیر خون‌شناسی، بیوشیمی پزشکی، ایمنی‌شناسی، باکتری‌شناسی پزشکی، میکروب پزشکی، ویروس‌شناسی پزشکی، انگل‌شناسی پزشکی و قارچ‌شناسی پزشکی را حتی از فارغ التحصیلان پزشکی عمومی با کیفیت و تعداد واحد بیشتری فرا می‌گیرند. این رشته دارای مقطع فلوشیپ، دکترای حرفه ای علوم آزمایشگاهی (از سال ۱۳۷۵ دیگر ورودی ندارد) و دکتری‌ تخصصی در گرایش‌های هشت‌گانهٔ علوم آزمایشگاهی است. دروس علوم آزمایشگاهی بالینی هم پوشانی
است. دروس علوم آزمایشگاهی بالینی هم پوشانی زیادی با دروس علوم پایه پزشکی دارد، مانند: اروپا. مقطع کارشناسی علوم آزمایشگاهی در اروپا MLS مخفف Medical Laboratory Science می باشد همچنین برخی از کشورهای اروپایی Bachelor Medical Laboratory نامیده می شود که طول این دوره در تمام کشورهای دنیا 4 سال می باشد. ادامه تحصیل. با وجود اینکه چندین سال از توقف دکتری حرفه‌ای پیوستهٔ رشتهٔ علوم آزمایشگاهی بالینی می‌گذرد اما کارشناسان علوم آزمایشگاهی می‌توانند در هر یک از گرایش‌های هشت‌گانهٔ علوم آزمایشگاهی تا درجهٔ دکتری
هشت‌گانهٔ علوم آزمایشگاهی تا درجهٔ دکتری تخصصی پیش روند و پس از آن با ورود به مقطع فلوشیپ (دورهٔ تکمیلی) علوم آزمایشگاهی که یکی از بالاترین درجات علمی و تخصصی در علوم پزشکی است، به صلاحیت کامل بالینی و فنی تأسیس آزمایشگاه تشخیص طبی، تجویز، تفسیر و انجام کلیه آزمایشات پزشکی نائل آیند. گرایش‌های هشت‌گانهٔ علوم آزمایشگاهی شامل رشته‌های بیوشیمی بالینی، خون‌شناسی آزمایشگاهی و علوم انتقال خون، ایمنی‌شناسی پزشکی، انگل‌شناسی پزشکی، قارچ‌شناسی پزشکی، باکتری‌شناسی پزشکی، ژنتیک انسانی و ویروس‌شناسی پزشکی می‌باشد.
پزشکی، ژنتیک انسانی و ویروس‌شناسی پزشکی می‌باشد. فارغ التحصیلان مقاطع بالاتر از کارشناسی امکان تدریس در دانشگاه‌های پزشکی را هم دارند. فارغ التحصیلان مقطع دکتری تخصصی امکان راه‌اندازی آزمایشگاه در گرایش خود را دارند و می‌توانند مسئولیت فنی بخش خود را در آزمایشگاه‌های تشخیص طبی برعهده گیرند. دربارهٔ تأسیس آزمایشگاه تشخیص پزشکی گفتنی است که در حال حاضر بر اساس مجوز وزارت بهداشت، درمان و آموزش پزشکی، کسانی حق تأسیس آزمایشگاه تشخیص طبی را دارند که یا دارای مدرک تخصص پاتولوژی باشند یا دکتری حرفه‌ای و فلوشیپ
تخصص پاتولوژی باشند یا دکتری حرفه‌ای و فلوشیپ علوم آزمایشگاهی داشته باشند. کسانی که دارای متخصص پاتولوژی هستند، افرادی هستند که دارای درجه دکترای حرفه‌ای پزشکی هستند و افراد دیگر که دارای درجه دکترای حرفه‌ای یا فلوشیپ علوم آزمایشگاهی بالینی هستند، افرادی هستند که یا در رشته علوم آزمایشگاهی مدرک دکترای حرفه‌ای خود را گرفته‌اند، یا پس از رسیدن به درجه دکتری تخصصی در یکی از گرایش‌های هشت‌گانهٔ علوم آزمایشگاهی، موفق به گذراندن دورهٔ فلوشیپ (دورهٔ تکمیلی علوم آزمایشگاهی) شده‌اند. این رشته از نظر کاربرد و
آزمایشگاهی) شده‌اند. این رشته از نظر کاربرد و بازارکار، یکی از رشته‌های خوب گروه پزشکی است. زیرا با توجه به توسعه و اهمیت امر بهداشت و زمینه مناسب کاری، اغلب فارغ‌التحصیلان این رشته به راحتی وارد بازارکار می‌شوند. روز بزرگداشت رشته علوم آزمایشگاهی بالینی. روز ۳۰ فروردین از سال ۱۳۸۲ با گرامی‌داشت دانشمند ایرانی، سید اسماعیل جرجانی، بنیانگذار علم آزمایشگاه عنوان روز علوم آزمایشگاهیان تعیین شد. این روز در کشور توسط نظام پزشکی نیز برگزار می‌شود. جستارهای وابسته. کارشناسی علوم آزمایشگاهی دکترای حرفه ای علوم
سکستیلیون (sextillion) عددی است برابر با یک میلیارد تریلیون یعنی ۱۰۲۱. شمار کل ستارگان موجود در جهان را سیصد سکستیلیون برآورد کرده‌اند. منابع. آسیموف، ایزاک، "دانشنامهٔ جهان،" شمارهٔ ۳، تهران: دفتر نشر فرهنگ اسلامی، ۱۳۷۳خ، ص۳۲.
رشتهٔ اصلی در ستاره‌شناسی، به منحنی‌ای در نمودار هرتسپرونگ راسل که بیشتر ستارگان در آن قرار دارند، گفته می‌شود. رشته اصلی طبقه‌ای از ستارگان را شامل می‌شود که بین درخشندگی، اندازه و دمای آن‌ها رابطهٔ پایداری وجود دارد و یک ستاره در میانسالی به این حالت می‌رسد. سن کنونی خورشید ما سن میانسالی است. به ستارگانی که در این نمودار بر روی این رشته و منحنی قرار گرفته اند ستارگان رشتهٔ اصلی یا ستارگان کوتوله گفته می‌شود. داده‌های رشتهٔ اصلی. جدول زیر نمایانگر مقادیری است که ویژه ستارگان قرار گرفته بر روی رشتهٔ اصلی
است که ویژه ستارگان قرار گرفته بر روی رشتهٔ اصلی هستند.
نوترینو یک ذره بنیادی است که از نظر الکتریکی خنثی بوده و به ندرت وارد برهمکنش می‌شود. نوترینو به معنی «کوچک خنثی»، معمولاً با سرعتی نزدیک به سرعت نور حرکت می‌کند، از نظر الکتریکی خنثی بوده و قادر است از درون مواد تقریباً بدون هیچ برهمکنشی عبور نماید. نوترینوها دارای جرم بسیار کوچک، اما غیر صفر هستند. نوترینو با حرف یونانی formula_1 (نو) نمایش داده می‌شود. از آنجایی که نوترینوها بار الکتریکی ندارند، تحت تأثیر نیروهای الکترومغناطیس قرار نمی‌گیرند. نوترینوها تنها تحت تأثیر نیروی هسته‌ای ضعیف که در مقایسه دارای
تحت تأثیر نیروی هسته‌ای ضعیف که در مقایسه دارای بُرد بسیار کوتاه‌تری از نیروی الکترومغناطیس است، قرار می‌گیرند؛ لذا قادر هستند مسافت‌های بسیار طولانی را درون مواد بدون برهمکنش طی نمایند. نوترینوها در ضمن واپاشی بتا، در واکنش‌های هسته‌ای مانند آنچه در خورشید یا راکتورهای اتمی رخ می‌دهند و هچنین در اثر برخورد پرتوهای کیهانی با اتم‌ها ایجاد می‌گردند. سه نوع یا «طعم» نوترینو وجود دارد: الکترون نوترینو، میون نوترینو و تاو نوترینو. همچنین هر یک از آن‌ها پادذره مربوط به خود به‌نام "پادنوترینو" دارند. بیشتر
مربوط به خود به‌نام "پادنوترینو" دارند. بیشتر نوترینوهایی که از زمین عبور می‌کنند، از خورشید ساطع می‌شوند. در هر ثانیه از هر سانتی‌متر مربع زمین، در حدود ۶۵ میلیارد (۱۰۱۰×۶٫۵) نوترینوی خورشیدی عبور می‌کند. انرژی گم شده در تابش پرتو بتا و ایده وجود نوترینو. هنگامی که جیمز چادویک تحقیقات خود را بر روی پرتو بتا آغاز کرد، مصمم شد تا انرژی ذرات بتا را اندازه بگیرد. او از خود پرسید: آیا همگی آن‌ها با یک میزان انرژی بیرون می‌آیند، یا انرژی آن‌ها توزیع شده‌است؟ رادرفورد و دیگر پژوهشگران کوشیده بودند تا به این پرسش
و دیگر پژوهشگران کوشیده بودند تا به این پرسش پاسخ دهند، ولی نتایج گمراه‌کننده بود. چادویک به منظور اندازه‌گیری انرژی و اندازه حرکت الکترون‌هایی که از رادیوم خارج می‌شدند، آزمایشی طراحی کرد که در آن آهنربایی ذرات را از مسیر منحرف می‌کرد و با اندازه‌گیری میزان انحراف توانست اندازه حرکت را به‌دست‌ آورد. وی از یک شمارشگر تخلیه الکتریکی شبیه شمارشگر گایگر استفاده کرد. اهمیت کشف چادویک این بود که نتایج آزمایش‌های او نشان می‌دادند اصل پایستگی انرژی دیگر رعایت نمی‌شود. برهمکنش مربوطه چنین بود: formula_2 formula_3
برهمکنش مربوطه چنین بود: formula_2 formula_3 اتم رادیواکتیو پیش از واپاشی و formula_4 همان اتم بعد از واپاشی است. انرژی این الکترون می‌تواند از تقریباً صفر تا یک حداکثر معین باشد. انرژی کلی formula_3، منجمله انرژی جرم سکون آن، باید با کل انرژی formula_4 برابر باشد. چنان‌که دیده شد نسبت انرژی formula_4 به انرژی الکترون برخی اوقات بسیار بالا و گاهی پایین است و تقریباً هیچ بستگی ندارد. پس در معادله موازنه ایجاد نمی‌شود. آیا ذره غیرقابل دیدی منتشر می‌شود؟ این آزمایش‌ها به دلیل جنگ جهانی اول متوقف شد. پس از جنگ
به دلیل جنگ جهانی اول متوقف شد. پس از جنگ فردی به نام چارلز الیس به گروه رادرفورد پیوست. او و ویلیام وستر روشی برای به‌دست آوردن انرژی‌ای که در گذار از formula_3 به formula_4 حاصل می‌شد، اندیشیدند. شگردشان این بود که بگذارند انرژی منتشر شده، استوانه بزرگی از سرب را که کاملاً عایق شده بود، گرم کرده و درجه حرارت سرب را با دستگاه حساس ترموکوپل که قادر است تغییرات کوچک دما را نشان دهد، اندازه بگیرند. نتیجه قطعیت داشت. هیچ عامل گرم‌کننده دیگری بیرون نمی‌آمد. این انرژی گمشده اثری از خود باقی نمی‌گذاشت و توضیحی
انرژی گمشده اثری از خود باقی نمی‌گذاشت و توضیحی وجود نداشت. "مسئله انرژی گم شده در تابش پرتو بتا" چنان شدت گرفت که در سال ۱۹۲۹ نیلز بور پیشنهاد کرد که شاید اصل پایستگی انرژی در حوزه هسته بکار نیاید. توضیح انرژی گمشده باید در انتظار ولفگانگ پائولی باقی می‌ماند. او نمی‌توانست عقیده بور مبنی بر فروریختن اصل پایستگی را بپذیرد و برای "گذر از این تنگنا" در سال ۱۹۳۰ وجود ذره جدیدی را پیشگویی کرد که از این برهمکنش بیرون می‌آید و از خود در کالریمتر الیس نه مسیری و نه حرارتی باقی می‌گذارد. این ذره بایستی بدون بار و
حرارتی باقی می‌گذارد. این ذره بایستی بدون بار و برخوردار از قدرت نفوذ بالا باشد. بدینسان پائولی ذره‌ای را که انریکو فرمی بعدها "نوترینو" نام گذاشت، پیشگویی کرد. به این ترتیب، واکنش واپاشی بتا چنان‌که در سال ۱۹۳۹ فرمی آن را به چاپ رسانید، چنین است: formula_10 ۲۵ سال باید می‌گذشت تا نوترینو مستقیماً ردیابی شود. اما خیلی پیش از آن ایده وجود نوترینو به طورکلی به سبب استفاده از اصل پایستگی انرژی، غیرمستقیم پذیرفته شده بود. امروزه رابطه فوق را در واپاشی بتا (نوع −β) به شکل زیر می‌شناسیم که در آن یک نوترون
(نوع −β) به شکل زیر می‌شناسیم که در آن یک نوترون (formula_11) به یک پروتون (formula_12)، یک الکترون (formula_13) و یک پادنوترینوی الکترونی (formula_14) واپاشی می‌کند: formula_15 پادنوترینوها اولین بار به‌واسطه برهمکنش آن‌ها با پروتون‌ها در یک مخزن ۲۰۰ لیتری آب در آزمایش کووان و رینز در سال ۱۹۵۶ شناسایی شدند. در این آزمایش فرض بر این بود که در واپاشی بتا، پادنوترینوی الکترونی (formula_14)، با پروتون (formula_12) وارد برهمکنش شده و باعث به وجود آمدن یک نوترون (formula_11) و یک پوزیترون (formula_19) (پادذره
(formula_11) و یک پوزیترون (formula_19) (پادذره الکترون) می‌شوند: formula_20 در این آزمایش چشمه نوترینوها رآکتور هسته‌ای نیرومندی بود که در آن نوترینوها در ضمن واپاشی بتا از شکافت اورانیوم، به میزان ۱۰۱۳×۵ نوترینو در هر ثانیه و در هر سانتی‌متر مربع تولید می‌شدند. بعد از ماه‌ها آزمایش، آن‌ها در حدود سه نوترینو در هر ساعت را توسط آشکارسازهای خود که تعداد آن‌ها ۱۱۰ عدد بود، شناسایی کردند. تاریخچه کشف نوترینو. تاریخچه کشف نوترینو، به‌طور خلاصه بدین قرار است: پادنوترینو. پادنوترینو پادذره نوترینو است که در
پادنوترینو. پادنوترینو پادذره نوترینو است که در واپاشی بتا ایجاد شده و از نظر بار الکتریکی خنثی است. مشاهدات مربوط به نوسان نوترینو نشان داده‌است که پادنوترینوها دارای جرم هستند. از آنجایی که نوترینوها و پادنوترینوها ذرات خنثی هستند، این امکان وجود دارد که هردوی آن‌ها در واقع یک ذره باشند. ذراتی که دارای چنین مشخصه‌ای هستند، به عنوان ذرات مایورانا شناخته می‌شوند. اگر نوترینوها ذرات مایورانا باشند آنگاه واپاشی بتای دوتایی بدون نوترینو امکان‌پذیر خواهد بود. سرعت نوترینو. پپش از ظهور ایده نوسان نوترینو (تغییر
نوترینو. پپش از ظهور ایده نوسان نوترینو (تغییر طعم)، عموماً سرعت نوترینو برابر سرعت نور در نظر گرفته می‌شد. موضوع سرعت نوترینو بستگی مستقیم به جرم آن دارد. براساس قانون نسبیت خاص اگر نوترینوها بدون جرم هستند آنگاه باید با سرعت نور حرکت نمایند و درصورتی که دارای جرم باشند، دیگر نمی‌توانند به سرعت نور برسند. در تاریخ ۲۳ سپتامبر ۲۰۱۱ (۱ مهر ۱۳۹۰)، تیم تحقیقاتی آشکارساز اپرا اعلام نمودند که مشاهدات آن‌ها نشان می‌دهد که سرعت نوترینوها از سرعت نور نیز فراتر می‌روند. مشاهدات انجام شده در گرن‌ساسو ایتالیا، بر روی
مشاهدات انجام شده در گرن‌ساسو ایتالیا، بر روی ۱۵۰۰۰ نوترینو گسیل شده از سرن واقع در ژنو پس از عبور از تونلی به طول ۷۳۰ کیلومتر، بیانگر این است که سرعت نوترینوها در این آزمایش ۰٫۰۰۲٪ (۲۰ واحد در میلیون) بالاتر از سرعت نور بوده‌است. با این وجود، تیم تحقیقاتی سرن در یافته خود محتاط بودند و آن را به بوته آزمایش دیگر دانشمندان گذاشتند. مدتی بعد اما خود مرکز سرن اصلاحیه‌ای در مورد نتایج اعلام شده صادر و موضوع را منتفی اعلام کرد. علم فیزیک مدرن پس از تئوری نسبیت خاص آلبرت انیشتین، سرعتی بالاتر از سرعت نور را
خاص آلبرت انیشتین، سرعتی بالاتر از سرعت نور را نمی‌شناسد و در حقیقت هم جز با یک تغییر کامل در پارادایم‌های علمی پذیرش چنین نتایجی ممکن نیست. بررسی‌ها نشان داد که موضوع به سادگی مربوط به تنظیمات ساعت‌های دونقطه سنجش از مسافرت نوترینوها بوده‌است. ارزیابی شتابزده پژوهشگران سرن. ارزیابی شتابزده پژوهشگران مرکز تحقیقاتی سرن، پیش از این که باعث تغییر قوانین فیزیک شود، باعث جدی‌تر شدن نظارت بر تجهیزات خواهد شد، چرا که سخن از خطای انسانی در نتیجه‌گیری عجیب آن‌ها به میان آمده و به نظر نمی‌رسد که نوترینوهای مورد نظر
میان آمده و به نظر نمی‌رسد که نوترینوهای مورد نظر آنان سرعتی بیشتر از نور داشته‌اند. براساس قانون نسبیّت خاص اگر نوترینوها بدون جرم هستند باید با سرعت نور حرکت نمایند و درصورتی که دارای جرم باشند (دارای جرم بسیار کوچک، اما غیر صفر)، دیگر نمی‌توانند به سرعت نور برسند. گویا مشکلات در آزمایش به نحوه استفاده از سامانهٔ موقعیت‌یاب جهانی جی‌پی‌اس برای هم‌زمان کردن ساعت‌های اتمی هر دو سوی این مسیر برمی‌گشته‌است. گذر زمان در ساعت‌ها بین رسیدن سیگنال سنکرون‌کننده باید در نظر گرفته می‌شد و احتمالاً این کار به درستی
در نظر گرفته می‌شد و احتمالاً این کار به درستی انجام نشده و چه بسا یک اتصال مشکل‌دار بین سیگنال جی‌پی‌اس و ساعت اصلی وجود داشته‌است. خطا در نوسان‌سازی که برای اعمال برچسب‌های زمانی برای سنکرون کردن جی‌پی‌اس به کار رفته (اتصال دو شبکه کاملاً مجزا به طریقی که هیچ نوع شدت جریان ضربه‌ای قابل ملاحظه‌ای ایجاد نشود)، می‌تواند منجر به اشتباه در برآورد زمان سفر نوترینوها و اضافه‌تر محاسبه شدن این زمان شده باشد. همزمان کردن ساعت‌ها به دلیل اثرات نسبیت خاص و عام هم می‌تواند به خطایی از مرتبهٔ چند ده نانو ثانیه منجر
به خطایی از مرتبهٔ چند ده نانو ثانیه منجر بشود که به اشتباه به سرعت بیش از سرعت نور تعبیر شده‌است. جرم نوترینو. در مدل استاندارد ذرات بنیادی فرض شده که نوترینوها بدون جرم هستند و این موضوع عقیده رایج تا دهه هفتاد میلادی بود. در دههٔ ۹۰ میلادی داده‌های برآمده از نوترینوهای خورشیدی و جوی، گواهی تجربی بر جرمدار بودن نوترینو نشان دادند؛ ولی گمانهٔ جرمدار بودن نوترینو و پژوهش پدیدار شناختی آن به دههٔ ۷۰ میلادی بازمی‌گردد. در دههٔ ۷۰ و ۸۰ میلادی بررسی‌های بسیاری با گمانهٔ جرمدار بودن نوترینو بر پایهٔ نظریه‌های