کهکشان راه شیری

کهکشان راه شیری
اطلاعات رصدی
نوع کهکشان	کهکشان مارپیچی میله ای, SBc
قطر	100-120 هزار سال نوری
ضخامت	1000 سال نوری
تعداد ستارگان	100-400 میلیارد ستاره
فاصله خورشید تا مرکز کهکشان	27.2±1.1 هزار سال نوری
قدیمی ترین ستاره شناخته شده	13.2 میلیارد سال

کهکشان راه شیری

کَهکِشان راهِ شیری، نوار شیری‌رنگی است که در شب‌های تیره در نواحی بدون آلودگی نوری در آسمان دیده می‌شود. این نوار در حقیقت مکان هندسی ستارگان تشکیل‌دهنده قرص کهکشان ما است که از آسمان به طور دوبعدی دیده می‌شود.^[۱]

نور این نوار از هزاران هزار ستاره‌‌ سرچشمه می‌‌‌گیرد. ستارگان آنچنان به‌‌‌صورت فشرده در کنار هم قرار گرفته‌‌‌اند که چشم انسان قادر نیست آنها را به‌‌‌صورت نقاط نورانی از هم تفکیک نماید. این نمایی از کهکشان ما، یعنی کهکشان راه شیری است که به‌‌‌دلیل وجود ابرهای غبار، ساختاری تماشایی از خود به نمایش می‌‌‌گذارد. روشنایی نوار یکنواخت نیست.^[۲]

این کهکشان، کهکشانی است مارپیچی و متناهی که بخشی از گروه کهکشان‌های همجوار می‌باشد. این کهکشان یکی از میلیاردها کهکشان، در جهان قابل مشاهده است.

نام آن ترجمه کلمهٔ لاتین via lacetea است که دلیل این نام‌گذاری دیده شدن نوارهٔ کم‌رنگی از نور تشکیل شده توسط ستاره ‌های وابسته به کهکشان است که از زمین این‌گونه دیده می‌شود. برخی منابع به طور قاطع راجع به این موضوع اعلام نظر کرده‌اند که عبارت راه شیری منحصرا اشاره به نواره نوری دارد که خود کهکشان در شب تولید می‌کند، در حالی که نام کهکشان راه شیری باید برای اشاره به خود کهکشان هم به‌کار رود. با این حال، معلوم نیست گستردگی این قرار داد چگونه است، و عبارت راه شیری به طور مداوم در هر دو مفهوم استفاده می‌شود.

در اوایل قرن 17، گالیله به کمک نخستین تلسکوپ خود دریافت که راه شیری از تعداد بی‌‌‌شماری ستاره تشکیل شده است. در اواخر قرن 18، ویلیام هرشل تلاش نمود تا به‌‌‌وسیله‌‌‌ی شمارش ستارگان، اندازه و شکل کهکشان را مشخص کند. اما این کار تا اوایل قرن بیستم محقق نشد، یعنی زمانی که ستارهشناس هلندی ژاکوباس کاپتین (Jacobus Kapteyn) توانست به اولین برآورد اندازه راه شیری دست یابد. اندازه‌‌‌ی واقعی کهکشان و محل خورشید در آن، از مطالعات هارلو شاپلی (Harlow Shapley ) بر روی توزیع فضایی خوشه‌‌‌های کروی در دهه‌‌‌ی 1920 مشخص شد. ^[۳]

کهکشان راه شیری، از روی زمین که در یکی از شاخه‌های بازوهای مارپیچی کهکشان قرار دارد هم‌چون نواری مه‌آلود و سفید و روشن در بالای آسمان در سراسر فلک به نظر می‌رسد.

این نور از ستاره ها و دیگر موادی که در درون سطح هموار کهکشان قرار دارند سرچشمه می‌گیرد.

قطب شمال کهکشانی در بُعد (طول جغرافیایی) ۱۲ ساعت و ۴۹ دقیقه واقع شده‌است و میل آن +27.4° و نزدیک به ستارهٔ بتا گیسوی برنیکه است. قطب جنوبی کهکشان نزدیک به ستارهٔ آلفا حجار قرار گرفته‌است.

مرکز کهکشان در راستای صورت فلکی قوس قرار دارد، و در اینجاست که راه شیری، درخشان‌ترین نور خود را دارد. ^[۱]

با این وجود، به دلیل غبار تنها یک دهم راه تا آنجا را می‌‌‌بینیم. در سمت مخالف آسمان، راه شیری کمتر نمایان است، نشانه‌‌‌ای بر این‌‌‌که ما در نزدیکی لبه کهکشان زندگی می‌‌‌کنیم؛ و بالاخره این حقیقت که ما نواری از نور را می‌‌‌بینیم به ما می‌‌‌گوید که ستارگان، غبار و گازی که کهکشان ما را می‌‌‌سازند به شکل قرصی تخت قرار گرفته‌‌‌اند. شکل زیر بهترین تصویری است که از این کهکشان در پهنۀ تمام آسمان گرفته شده است. این تصویر، ترکیبی است از تصاویری که از آسمان شب در نقاط مختلف زمین گرفته شده و آسمان شب را مانند نقشه‌‌‌ای که تمام کره زمین را نشان می‌‌‌دهد، پوشش داده است. در میان تصویر، کهکشان راه شیری قرار دارد، و مرکز کهکشان، در صورت فلکی قوس، بصورت بادکرده درست در وسط تصویر به نمایش در آمده است.

در پایین و سمت راست نسبت به مرکز، دو کهکشان مجاور، یعنی ابرهای کوچک و بزرگ ماژلانی، دیده می‌‌‌شود. صورت فلکی شکارچی (Orion) در سمت راست و درست زیر مسیر کهکشان قرار گرفته است، و کهکشان آندرومدا (امرأةالمسلسله) در دو سوم راه به سمت چپ تصویر، به‌‌‌صورت خطی باریک، در زیر راه شیری دیده می‌‌‌شود.^[۲]

تصویر پانارومای راه شیری

سطح هموار راه شیری به خاطر انحراف محور گردش زمین، در حدود ۶۰ درجه به سمت دایرة البروج منحرف شده‌است. این سطح کهکشانی در سنجش با استوای آسمانی در شمالی‌ترین حالت خود از صورت فلکی ذات الکرسی می‌گذرد و در جنوبی‌ترین حالت از صورت فلکی چلیپا گذر می‌کند.این امر نشان‌دهنده انحراف بالای صفحهٔ استوایی زمین و صفحه دایرةالبروج نسبت به صفحهٔ کهکشانی است.

کهکشان راه شیری از دید ناظر زمینی در صورتهای فلکی قوس ، عقرب ،قنطورس، چلیپا، شاه تخته، بادبان، کشتیدم، ذات الکرسی، قیفاووس و چلپاسه، ماکیان، روباهک، پیکان، عقاب، مارافسای، سپر، مشاهده می شود .این واقعیت که راه شیری آسمان شب را به دو نیم کرهٔ مساوی تقسیم می‌کند، نشان دهندهٔ این است که منظومه شمسی نزدیک صفحهٔ کهکشانی قرار گرفته‌است.کهکشان راه شیری به دلیل فضای میان ستاره ای که سطح کهکشان را پر کرده‌است درخشندگی نسبتا کمی دارد، که همین امر مانع می‌شود که ما مرکز روشن کهکشان را ببینیم، و به دلیل آلودگی نوری دیدن آن از هر نقطهٔ شهری یا برون شهری سخت است. ^[۱]

در هنگام مطالعه‌‌‌ی ساختار کهکشان راه شیری، مناسب‌‌‌تر است که از یک دستگاه مختصات کروی استفاده کنیم؛ به گونه‌‌‌ای که صفحه‌‌‌ی اصلی دستگاه، صفحه‌‌‌ی تقارن راه شیری باشد. بر اساس تعریف، این صفحه همان صفحه‌‌‌ی تقارن توزیع هیدروژن خنثی است، و هم‌خوانی نسبتاً خوبی با صفحه‌‌‌ی تقارنی دارد که به‌‌‌وسیله‌‌‌ی توزیع ستارگان در همسایگی خورشید (تا چند هزار پارسک) تعریف می‌‌‌شود.^[۳]

 

 

اندازه، شکل و ساختمان راه‌‌‌شیری

اندازۀ کهکشان برای نخستین بار توسط هارلو شاپلی (Harlow Shapley) محاسبه شد. او فاصله تا 100 خوشه کروی مربوط به کهکشان راه شیری را اندازه گرفت و دریافت که توزیعی کروی دارند.

منطقی بود که مرکز این توزیع باید مرکز کهکشان باشد. شاپلی فاصلۀ خورشید تا مرکز کهکشان را 000/30 سال نوری برآورد نمود و قطر کهکشان را 000/100 سال نوری به‌‌‌دست آورد.

ما هم‌‌‌اکنون می‌‌‌دانیم که خورشید در فاصله 27.7 هزار سال نوری از مرکز کهکشان قرار دارد؛ و با اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های طیف‌‌‌نگاری صورت‌‌‌گرفته به منظور مشاهدۀ حرکت آن نسبت به سحابی‌‌‌های کروی، به این نتیجه رسیده‌‌‌ایم که خورشید با سرعت 220km/s در حال گردش به‌‌‌دور مرکز کهکشان است و حدود هر 230 ملیون سال یک‌‌‌بار دور آن می‌‌‌گردد. به نظر می‌‌‌رسد که قسمت‌‌‌های مرکزی کهکشان مانند یک جسم صلب می‌‌‌چرخد، بنابراین با دور شدن از مرکز، سرعت چرخش بیشتر می‌‌‌شود. با اندازه‌‌‌گیری سرعت چرخش ستارگان و گاز به‌‌‌دور مرکز کهکشان، بر حسب فاصلۀ آنها از مرکز، منحنی چرخش کهکشانی تولید می‌‌‌شود.

اما ساختمان آن چگونه است؟ هیدروژن خنثی (HI) یک خط طیفی رادیویی با طول‌‌‌موج تابش می‌‌‌کند. رصدهای رادیویی این خط در امتداد صفحۀ راه شیری نشان می‌‌‌دهد که تراکم گاز در قرص کهکشان یکنواخت نیست، بلکه در ابرهایی متمرکز شده‌‌‌اند که سرعت دور یا نزدیک شدن آنها با استفاده از جابجایی دوپلری در طول‌‌‌موج مشاهده شده تعیین می‌‌‌گردد. با استفاده از این اطلاعات می‌‌‌توان محل این ابرهای گازی را ترسیم نمود و با اینکار، طرحی از بازوان مارپیچی ظاهر می‌‌‌شود. به عبارتی ما در یک کهکشان مارپیچی زندگی می‌‌‌کنیم که تصور می‌‌‌شود کاملاً شبیه به کهکشان مجاورمان آندرومدا باشد. ^[۲]

 

ساختار کهکشان ما

ساختار کهکشان راه شیری همانند کهکشان‌های رده Sb یا Sc رده بندی هابل است.در مؤلفه مسطح آن(صفحه کهکشان)بیشتر ستارگان و تمام مواد بین ستاره ای متمرکز شده اند.توده بسیار بزرگ مرکزی عمدتا ً شامل ستارگان پیر است و نهایتا ً هاله ای رقیق در اطراف کهکشان وجود دارد که ستارگان پیر و خوشه های کروی را دربر می گیرد.این ویژگیها در تمام کهکشان های مارپیچی مشترک است.

با شمارش ستارگان در جهت های عمود بر صفحه کهکشان،می‌توان نمای جانبی آن را ترسیم کرد،یعنی نمایی که کهکشان را از لبه نشان می‌دهد.این کار،با شمارش انواع مختلف ستارگان در نواحی روشن و صاف فضای درون کهکشانی عملی می‌شود و آنچه مد نظر قرار می گرد این است که به موازات دور شدن نقشه برداری از خورشید ،گونه های مختلف ستارگان با چه آهنگی کاهش می یابند.خوشبختانه اثرات جذب میان ستاره ای در این مورد ناچیز و به راحتی قابل تصحیح است.بنابراین، بدون حذف هیچ یک از اجزای مهم،نتایج نسبتا ً کاملی بدست می آید.

شکل زیر نتیجه ای است از این نقشه برداری و نشان می‌دهد که در جهت عمود بر صفحه کهکشان،گونه های مختلف ستارگان به طور متفاوتی توزیع شده اند.ستارگانی که دمای بالا و درخشندگی مطلق زیادی دارند،همانند گاز و غبار میان ستاره ای در صفحه کهکشان تمرکز یافته اند و ستارگان کم نورتر که ستارگان پیر نیز از آن جمله اند،پیوند بسیار آزادانه ای با صفحه دارند.این موضوع را می‌توان ناشی از دو علت دانست:نخست اینکه همبستگی بین توزیع اجرام بالای صفحه کهکشان و سن آنها،احتمالاً نشانگر آن است که در زمان های اولیه تاریخ کهکشان،پهن بودن سیستم نسبت به حالت فعلی کمتر بوده است.

نمایی از بخش های مختلف کهکشان_راه_شیری

محاسبات مدل های تکامل کهکشان این گمان را تایید می‌کند و نشان می‌دهد که در زمان های بسیار پیش،یعنی تقریبا ًدر یک میلیارد سال نخست تاریخ کهکشان،این سیستم ستاره ای از فروریزش یک جسم تقریبا ً کروی حاصل شده است.بنابراین، شکل گیری هر ستاره طی ساهای نخست،در آرایه ای تقریبا ً کروی بوده است.

ولی فروریزش به طرف صفحه کهکشان نسبتا ً سریع اتفاق افتاده است و ازاین رو اکثر ستارگان آن در صفحه نازک سیستم شکل گرفته اند.دومین اثری که می‌تواند پیش آید این است که حتی اگر ستاره ای در صفحه شکل بگیرد،هیچ الزامی نیست که در همان موقعیت و مکان خود باقی بماند.زیرا اگر در فرایند شکل گیری حرکتی حتی با زاویه بسیار کوچک نسبت به صفحه،بدان اعمال شود ستاره را تا فاصله معینی از صفحه بیرون می برد و مدار آن در درون و بیرون صفحه حالت مارپیچی به خود می گیرد.بنابراین،عموما ً توزیع گسترده تری را در بالا و پایین صفحه نسبت به دیگر ستارگان نشان می‌دهد.به ویژه در مورد ستارگانی که کاملاً بیرون ماده میان ستاره ای شکل گرفته اند،یعنی ستارگان بسیار جوانی که درخشندگی و دمای بسیار زیادی دارند،فرصت آن نخواهد بود که در اثر این پدیده در یک مسیر نوسانی و آن هم در حد فاصل زمان تشکیل و رصدشان توسط ما،بیرون رانده شوند.پس ستارگان بسیار جوان می باید تنها در این صفحه دیده شوند.یعنی در بخشی از کهکشان که گاز و غبار میان ستاره ای پدید آورنده ستارگان وجود دارد.

با اندازه گیری تابش های رادیویی هیدروژن خنثی و نیز اندازه گیری اپتیکی اجرام جوان،مارپیچی بودن کهکشان راه شیری اثبات شده است.بررسی کهکشان‌های دیگر نشان می‌دهد که دلیل درخشان بودن بازوهای مارپیچی ،وجود تعداد نسبتا ً زیاد اجرام بسیار نورانی همانند ستارگان ابرغول نوع O و B ،خوشه های بزرگ ستارگان نورانی،جمعیتهای ستاره ای و نواحی HII (ابرهای گازی نورانی)در آنهاست.همچنین نقشه برداری رادیویی از کهکشان‌های نزدیک معلوم می‌کند که هیدروژن خنثی در بازوهای مارپیچی تمرکز یافته است.با توجه به دلایل ذکر شده، اخترشناسان براین عقیده اند که تمرکز ظاهری این اجرام در همسایگی نزدیک خورشید،نشانگر مارپیچی بودن کهکشان در ناحیه اطراف ماست.به علاوه رصدهای رادیویی سرتاسر کهکشان نشان می‌دهد که نمای بیرون کهکشان ما نیز همانند دیگر کهکشان‌های مارپیچی است.

برای توصیف ساختار مارپیچی کهکشان ما و دیگر کهکشان‌های مشابه،فرضیه های زیادی ارائه شده اند.یکی از موفق ترین آنها،نظریه ایست که توسط سی.سی.لین پیشنهاد شده است.طبق این نظریه،حرکت تلاطمی بزرگ مقیاس در کهکشان انتشار یابد و شکل گیری ستارگان را تحت تاثیر قرار دهد.شرح ریاضی نظریه،منجر به اثبات خصوصیات دقیق بازوهای مارپیچی شده است و به نظر می رسد که حداقل با اندازه گیری های به عمل آمده توسط تلسکوپ ها مطابق است. ^[۴]

مؤلفه‌‌‌های ساختاری راه شیری

دیدیم که چگونه می‌‌‌توان ساختار کهکشان راه شیری را به صورت کلی به‌‌‌وسیله‌‌‌ی یک هاله‌‌‌ی نسبتاً کروی از ستارگان پیر، و یک قرص متشکل از گاز و ستارگان جوان و میان‌‌‌سال، توصیف نمود. در یک تصویر مفصل‌‌‌تر، ویژگی‌‌‌های کوچک‌‌‌مقیاس بیش‌تری را می‌توان تشخیص داد. ^[۳]

قرص ضخیم

در طرح سنتی که ستارگان کهکشان را به یک سری جمعیت تقسیم می‌‌‌کرد مشخص نشد که آیا این جمعیت‌‌‌ها، از لحاظ کیفی، دسته‌‌‌هایی متفاوت از یکدیگرند، یا اینکه صرفاً در امتداد یک دنباله‌‌‌ی پیوسته قرار دارند. به‌‌‌دنبال ارتقاء کیفیت مشاهدات و افزایش تعداد آن‌ها، روشن گردید که آنچه به‌‌‌عنوان جمعیت میانی 2 (Intermediate Population II) تعریف می‌‌‌شد، یک مؤلفه‌‌‌ی مجزا از راه شیری است. فراوانی عناصر و حرکت ستارگان در این مؤلفه به‌‌‌گونه‌‌‌ای است که آن‌‌‌را به‌‌‌وضوح از قرص قدیمی نازک جدا می‌‌‌سازد. در حال حاضر به این جمعیت، قرص ضخیم کهکشانی می‌‌‌گویند. در برخی کهکشان‌‌‌های دیگر نیز یک قرص ضخیم کشف شده است، اما به‌‌‌نظر نمی‌‌‌رسد که این ویژگی در تمام کهکشان‌‌‌های قرصی شکل وجود داشته باشد. ^[۳]

میله‌‌‌ی کهکشان

درصد بالایی از تمام کهکشان‌‌‌های قرصی شکل، میله‌‌‌ای هستند. توزیع نور در مرکز این کهکشان‌‌‌ها به‌‌‌صورت کشیده است. اولین نشانه از اینکه شاید این مورد درباره‌‌‌ی راه شیری نیز صادق باشد در اندازه‌‌‌گیری‌‌‌های سرعت هیدروژن خنثی یافت شد؛ چیزی که با حرکت گاز در یک مدار دایره‌‌‌ای ناسازگار بود. در سال 1971، شِین نشان داد که در صورت وجود یک میله‌‌‌ی مرکزی که از مرکز کهکشان به‌‌‌سمت بیرون نشانه رفته باشد، حرکت گاز را می‌‌‌توان توجیه نمود.

از راه مشاهده‌‌‌ی ستارگان، شناسایی یک میله دشوارتر است. این کار نخستین بار با استفاده از ماهواره‌‌‌ی COBE انجام شد. این ماهواره، علاوه بر ترسیم زمینه‌‌‌ی ریزموج کیهانی ، توانست نقشه‌‌‌ی آسمان را در طول موج‌‌‌های فروسرخ رسم کند. در این نقشه، نور غالب به ستارگان پیر تعلق دارد. به‌‌‌دلیل دورنماى سه بعدى (Perspective)، انتهای نزدیک‌‌‌تر میله در طول کهکشانی مثبت، اندکی متفاوت از دیگر انتهای میله به‌‌‌نظر می‌‌‌رسد. چنین عدم تقارنی در نقشه‌‌‌ی فروسرخ وجود داشت و با میله‌‌‌ای با نسبت محوری 0.6 سازگار بود. تأیید بعدی بر وجود میله، به‌‌‌دنبال ترسیم توزیع مرکزی ستارگان پیر با استفاده از فواصل نورسنجی فروسرخ نزدیک به دست آمده است. ^[۳]

ساختار مارپیچ

به‌‌‌نظر می‌‌‌رسد که راه شیری یک کهکشان مارپیچ باشد. با وجود این، هنوز یک توافق کلی بر روی جزئیات این الگوی مارپیچ حاصل نشده است. برای مثال در سال 1976، وای ام جِئورجلین و وای پی جِئورجلین فاصله‌‌‌ی نواحی را از راه مشاهدات رادیویی و اپتیکی تعیین کردند. در ناحیه‌‌‌ی اپتیکی، شیوه‌‌‌ی آن‌ها مستقل از فرض‌‌‌های پیرامون قانون چرخش کهکشان است. سپس آن‌ها چهار بازوی مارپیچ را بر نواحی منطبق نمودند.

تحقیقات بعدی، با استفاده از شیوه‌‌‌های متعدد اپتیکی رادیویی، تأیید کرده است که یک الگوی چهار بازویی، بهترین توجیه برای ساختار مارپیچ در نزدیکی خورشید است . زاویه‌‌‌ی شیب مارپیچ (Pitch Angle of The Spiral؛ زاویه¬ی بین مماس بر یک بازوی مارپیچ در یک کهکشان مارپیچ و خط عمود بر راستای مرکز کهکشان. این کمیت میزان فشردگی بازوهای مارپیچ را نشان می¬دهد.) در این مدل حدود 11.3 درجه است. سه بازو از محل میله‌‌‌ی کهکشان شروع می‌‌‌شوند.

علت این ساختار مارپیچ مدت‌‌‌ها است که مورد بحث می‌‌‌باشد. به‌‌‌دلیل چرخش تفاضلی، یک اختلال کوچک در قرص به‌‌‌سرعت به شکلی مارپیچ گسترش می‌‌‌یابد. اما به دنبال چند چرخش کهکشانی، یعنی چند صد میلیون سال، چنین ساختار مارپیچی ناپدید خواهد شد.

یک گام مهم در مطالعه‌‌‌ی ساختار مارپیچ عبارت بود از نظریه‌‌‌ی موج چگالی (Density Wave Theory ) که در دهه‌‌‌ 1960 به‌‌‌وسیله‌‌‌ی چیا چیائو لین و فرانک اچ شو ارائه گردید. این‌گونه فرض می‌‌‌شود که ساختار مارپیچ، یک تغییرات موجی در چگالی قرص باشد. این الگوی مارپیچ به‌‌‌صورت یک جسم صلب، و با یک سرعت زاویه‌‌‌ای کوچک‌‌‌تر از چرخش کهکشان، می‌‌‌چرخد؛ و در همین اثنا، ستارگان و گاز درون قرص نیز از میان موج عبور می‌‌‌کنند.

نظریه‌‌‌ی موج چگالی به یک روش طبیعی توضیح می‌‌‌دهد که چرا اجسام جوان، مانند ابرهای مولکولی، نواحی HII و ستاره‌‌های جوان درخشان، در بازوهای مارپیچ یافت می‌‌‌شوند. در هنگامی که گاز از میان موج عبور می‌‌‌کند، به‌‌‌شدت فشرده می‌‌‌شود. در این زمان، گرانی درونی ابرهای گازی اهمیت بیش‌تری پیدا می‌‌‌کند و باعث رمبش ابرها و تشکیل ستاره می‌‌‌شود.

حدود 10 میلیون سال طول می‌‌‌کشد تا ماده از میان یک بازوی مارپیچ عبور کند. در این مدت، ستاره‌‌های روشن تحول خود را به پایان رسانده‌‌‌اند، تابش فرابنفش آن‌ها متوقف شده است، و نواحی ناپدید شده‌‌‌اند. ستاره‌‌های کم‌‌‌جرم‌‌‌تری که در بازوهای مارپیچ به‌‌‌وجود آمده‌‌‌اند، به‌‌‌وسیله‌‌‌ی سرعت خاص خود به درون قرص منتشر می‌‌‌شوند. ^[۳]]

 

توزیع ستارگان در کهکشان ما

ما کهکشان را به صورت مارپیچی پهن شده تصور کردیم. اما، مشاهده ی انواع خاصی از ستارگان درون آن دلالت دارد بر اینکه کهکشان را می‌توان دست کم به چهار ناحیه آشکارا متفاوت تقسیم کرد. احتمالا کهکشان پیش از ورود به شکل فعلیش دستخوش تغییراتی شده است، شاید بتوانیم از بررسی این نواحی سررشته ای از این تغییرات را بع دست آوریم.

نخست، به انواع ستارگانی توجه میکنیم که آنها را مسن ترین ستارگان میدانیم؛ ستارگانی نوعا ازخوشه های کروی . قبلا اثبات کردیم که عمر سپری شده ی چنین خوشه هایی بر مبنای این شواهد است که آنها گاز و غبارشان را در مرحله ی تشکیل ستاره مصرف کرده اند و ستارگان پرجرم ترشان در جریان تکامل، از رشته ی اصلی دور شده اند. اخترشناسان ستارگانی را که در خوشه های کروی قرار دارند به عنوان اشیای جمعیت II نام میبرند. از جمله، RR شلیاقیها، قیفاووسیان نوع II و متغیرهایی که دوره ی طولانی دارند. خوشه های که یک هاله ی تقریبا کروی به دور مرکز کهکشان تشکیل می دهند، ممکن است هنوز شکل اولیه ی ابری را که کهکشان راه شیری از آن تشکیل شده ایت حفظ کرده باشند (در شکل هاله ای را که با حرف A مشخص شده است ببینید).

یک منظومه ی واسط میان هاله ی کروی خوشه های کروی و قرص پهن شده وجود دارد که در آنجا ستارگان جدید تشکیل می شوند. این منظومه ی واسط در شکل به صورت هاله ی نیم تخت، با حرف B نشان داده شده است. این واسط مرکب از متغییرهایی با دوره ی نمیه طولانی، شبه غولها، کوتوله های سفید، کوتوله های نوع G تا M و سحابی های سیاره ای است. انواع این اشیا را نیز نسبتا مسن می دانیم. این اشیا با نحوه ی توزیعشان، شکل ابر کهکشانی را در زمانی که هنوز در جریان فرایند پهن شدن ناشی از چرخش بوده است، بروز میدهند.

ناحیه ی سوم منظومه ی قرص پخت است (در شکل ناحیه ی C). این ناحیه با ستارگان بسیار داغ جوان (از نوع O، B و A)، قیفاووسیان نوع I، ابرغولها، خوشه های باز، و گاز و غبار بین ستاره ای مشخص می شود. هر یک از این انواع، نمایانگر ستارگان جوان یا ماده ای هستند که ستارگان جوان از آن تشکیل شده اند. باید بگوییم که هسته ی کهکشان راه شیری از اشیای مسن تر جمعیت II، ستارگان RR شلیاقی، خوشه های کروی، سحابی های سیاره ای و کوتوله های نوع M ترکیب یافته است؛ از این رو می‌توان هسته را باز هم به صورت ناحیه ی متمایز دیگری از قرص کهکشان طبقه بندی کرد.

آخرین ناحیه که به آن تاج (Corona) کهکشان می گویند، ممکن است تا فاصله ای در حدید 300000 سال نوری از مرکز کهکشان، امتداد داشته باشد. این ناحیه نخست با مشاهده ی مستقیم آَشکارسازی نشده، بلکه از اثر گرانشی آن بر حرکت ستارگان لبه ی خارجی کهکشان مرئی به وجودش پی بردند. وجود چنین تاج پرجرمی توضیح برخی پرسش ها را میسر می‌کند؛ از جمله آنکه چرا ستارگان بیرونی تر سریعتر از ستارگان درونی تر حرکت میکنند، و چرا ستارگانی که سرعت زیادی دارند نمی‌توانند از کهکشان بگریزند. برآوردهای جرم تاج از حد یک تریلیون جرم خورشید تجاوز می‌کند.

وجود تاج کهکشانی مستقیما به وسیله ی یک ماهواره ی حساس به تابش فرابنفش، به نام اکسپلورر فرابنفش بین المللی [International Ultraviolet Explorer یا IUE] که آن را در سال 1978 به فضا پرتاب کردند، تایید شد. مولفه ی خاصی که این سفینه وجودش را حس می کند، گاز های داغ است. دمای این گازها از مرتبه ی 100000 کلوین است که با خطوط جذبی مربوط به اتم های کربن سه بار یونیده و اتم های سیلیسیم پنج بار یونیده، مشخص شده است. ماهوار ی IUE طیف یک ستاره ی به خصوص را در ابر ماژلانی بزرگ ثبت کرد که خودش کهکشانی در فاصله ی حدود 160000 سال نوری است. خطوط جذبی موجود در طیف این ستاره، نه تنها وجود تاجی از گاز های داغ در اطراف کهکشان راه شیری را نشان می دهد، بلکه مجموعه خطوطی از آن با اندکی انتقال دوپلر نیز، وجود تاجی از گاز های داغ را در اطراف ابر ماژلانی بزرگ آشکار می کند. این امر ممکن است دلالت بر این واقعیت داشته باشد که وجود یک تاج به طور کلی خاص کهکشان هاست. اگر چنین نتیجه گیری درست باشد، در برآوردی که از جرم کل عالم می کنیم، تاثیر بسزایی خواهد داشت. گاز های داغ تنها جزء تشکیل دهنده ی تاج های کهکشانی نیستند، ابر های غباری سرد، ستارگان مرده ی پیر، سیاهچاله ها، ستارگان کم جرم (درخشندگی کم) و نوترینو ها نیز ذکر معدودی از اجزای ممکن دیگر است.

دانستیم که خوشه های کروی توزیعی تقریبا کروی شکل (A) در اطراف هسته ی راه شیری ایجاد میکنند و آنها از جمله مسن ترین اشیای مربوط به کهکشان با شمار می آیند. بعضی از متغیرها، شبه غولها، کوتوله های سفید و سحابی های سیاره ای (ناحیه ی B) عمر و توزیع متوسط دارند. ناحیه ی قرص (C) با اشیایی جوان تر (ستاره های نوع B و O)، قیفاووسیان نوع I، ابرغولها، خوشه های باز، غبار و گاز بین ستاره ای مشخص می شود.

آیا این تغییر شکل ها نمایانگر تکامل کهکشان ها، به معنی متداول این واژه است؟ آیا این امر به آن معنی است که کهکشان های بیضوی به مارپیچی تکامل می یابند؛ یا بنا بر بعضی اظهار نظر ها، جریان برعکس است؟ احتمالا چنین نیست، اما قطعا یک دلالت دارد بر اینکه کهکشان راه شیری در مراحل بسیار ابتدایی کروی بوده و به علیت چرخش در یک میلیارد سال اول، وجودش به طور چشم گیری پهن شده و به صورت موجودیتی جدا در فضا شکل گرفته است.^[۱]

 

هسته کهکشان ما

هسته ی کهکشانمان را نمی‌توانیم با وسایل نوری مشاهده کنیم. دخالت ابر های غبار، نور هسته را عملا چنان در پس خود مستور می کنند که فقط یک تریلیونیم نور بالقوه آن ار این ابر ها میگذرند. اما امروزه ما هسته را در طول موج های رادیویی، در فروسرخ و در پرتو های X مشهاده میکنیم. قویترین منبع گسیل امواج رادیویی و فروسرخ در یک ناحیه ی بسیار محدود از صورت فلکی قوس می افتد که اندازه قطر آن 30 تا 40 سال نوری و جرمش 1 تا 10 میلیارد جرم خورشیدی برآورد می شود. در همان قلب هسته، ممکن است یک سیاهچاله بسیار پر جرم شامل یک میلیارد جرم خورشیدی وجود داشته باشد. ماده ای که روی چنین شیء فرو می ریزد، ممکن است واکنش هایی شدید برای تولید پرتو های X ایجاد کند و پدیده های مشاهده شده ای را که در پی می آید به راه اندازد. مثلا، یک سیستم شبه بازو از نواحی H-I یافت می شود که با سرعت 100 تا 200 کیلومتر بر ثانیه از هسته دور می شود. این نواحی شامل گاز است که جرم کل آن تا 2 میلیون جرم خورشیدی برآورد می شود. همچنین، "حلقه"ای از ابر های مولکولی در فاصله ی تقریبا 600 میلیون سال نوری از مرکز وجود داارد که با سرعت 150 کیلومتر بر ثانیه منبسط می شود. در این برها جرمی معادل 100 میلیون جرم خورشیدی یافت می شود. فقط مستلزم توضیحی برحسب یک نیروی اخراج کننده در هسته ی کهکشان ماست. ^[۱]

 

دوران کهکشان ما

شکل کهکشان ما حاکی از آن است که دوران می کند؛در واقع امکان ندارد که کهکشان بتواند بدون دوران به صورت یک قرص مسطح باقی بماند.محور دوران،عمود بر صفحه ی استوای کهکشان است.این حرکت کلی کهکشان،بر حرکات انفرادی ستاره های آن افزوده می شود؛و از این لحاظ به دوران زمین بر گرد محورش شباهت دارد،در حالی که انواع گوناگون حرکت بر سطح آن صورت می پذیرد.ولی تفاوت بزرگی میان این دو دوران موجود است.کهکشان به صورت یک جسم صلب دوارن نمی کند.هر ستاره به دور مرکز کهکشان به دور مرکز کهکشان،کم و بیش چون سیاره ای بر گرد خورشید دوران می‌کند؛منتها سرعت مداری هر ستاره را جرم آن بخش کهکشان که در داخل مدار ستاره است معین می کند نه جرم کل کهکشان؛در نتیجه سرعت مداری ستاره ها در کهکشان مانند سرعت مداری سیاره ها نیست که هرچه از مرکز دورتر شویم،کاهش یابد.کهکشان در نزدیکی مرکز،تقریبا مانند یک جسم صلب دوران می کند ولی با افزایش فاصله رفتار پیچیده ای دارد که در زیر نیز شرح داده می شود.سرعت مداری خورشی در کهکشان در کهکشان در حدود 250 کیلومتر بر ثانیه است.چنین به نظر می رسد که از نقطه ای به بعد سرعت مداری ستاره ها تقریبا ثابت می شود.ستاره های کناره ی مرئی کهکشان هم همان سرعت ثابت را دارند.

بنابراین دوره ی تناوب حرکت مداری ستاره ها به فاصله ی ستاره از مرکز بستگی دارد.در مورد خورشید این دوره ی تناوب از رابطه ی p=(2π×d)/v به دست می آید که در آن d فاصله ی خورشید از مرکز کهکشان(برابر سی هزار سال نوری)و v=250km/s سرعت مداری خورشید است. مقدار p در حدود 224000000 سال به دست می آید،یعنی 224000000 سال طول می کشد تا خورشید یک دور کامل را بپیماید.بنابراین خورشید در طول عمر 4.5 بیلیون ساله ی خود فقط در حدود بیست بار به دور مرکز کهکشان گردیده است.

منحنی سرعت دوران ستاره ها و اجرام دیگر کهکشان ما بر حسب فاصله آن ها از مرکز کهکشان،با رصد های دقیق(از روی میزان جا بخ جایی دوپلری طیف)به دست آمده.تا فاصله ای در حدود یک کیلو پارسک(سه تا چهار هزار سال نوری)از مرکز کهکشان،سرعت ستاره ها سریعا زیاد می شود و 150km/s می رسد.سپس آهنگ افزایش کند می شود تا حوالی 10 کیلو پارسک(که در حدود فاصله ی خورشید از مرکز کهکشان است) به بیشترین مقدار خود می رسد.از آن پس به کنی بسیار نزول می کند و در فواصل دورتر تقریبا ثابت می ماند.این تخت شدن منحنی سرعت در فاصله های زیاد،در حرکت ناحیه HII کهکشان های مارپیچی دیگر نیز مشاهده شده است.با اندازه گیری جا به جایی دوپلری خط طیفی آلفای ئیدروژن ناحیه های HII (که به رنگ قرمز سیر است)،منجمان نشان داده اند که سرعت حرکت این ناحیه ها تا فاصله های چند ده کیلوپارسک ثابت می ماند.

چنین توضیع سرعتی بر حسب فاصله،دال بر آن است که جرم کهکشان ما (و کهکشان های دیگر)عمدتا در قسمت های مرکزی آن گرد نیامده است،بلکه توزیع آن تا فواصلی که چند برابر قرص مرئی کهکشان است،ادامه پیدا می کند.جرمی که از روی این توزیع سرعت برای کهکشان ما حساب می شود بسیار بیشتر از آن است که از جمع اجرام مشاهده شده و منیر کهکشان به دست می آید.اگر همه ی ستاره ها،سیارات،گاز و غبار میان ستاره ای،سیاه چاله ها،کتوله های قهوه ای و جز این ها را به حساب آوریم،فقط 10 درصد جرمی به دست می آید که دینامیک حرکت ستاره ای برای کهکشان ما مقرر می کند! 90 درصد دیگر،چیست؟این معضل یک وجه از مسئله ی معروف «ماده ی تاریک» است.^[۵]

پیدایش و تحول راه شیری

مانند همه‌‌‌ی کهکشان‌‌‌ها، تصور بر این است که راه شیری از رمبش یک ناحیه از جهان، با چگالی بیش از میانگین، به‌‌‌وجود آمده است. رد پاهایی از این رویداد در ویژگی‌‌‌های ستارگان محلی با سنین مختلف، باقی مانده است. این آثار، اطلاعاتی را پیرامون چگونگی تشکیل راه شیری در اختیار ما قرار می‌‌‌دهند که نمونه‌‌‌ی آن برای دیگر کهکشان‌‌‌ها در دسترس نیست.^[۳]]

 

سن ستارگان

روشن‌‌‌ترین راه مطالعه‌‌‌ی تحول راه شیری، بررسی سن ستارگان است. دسته‌‌‌بندی سنتی که راجع به جمعیت ستارگان در بخش 17-2 گفته شد متناظر است با ستارگانی با سنین مختلف. مسن‌‌‌ترین عضو، یعنی هاله‌‌‌ی ستاره‌‌ای، یک توزیع نسبتاً کروی از ستارگانی با سن بین 12 تا 14 میلیارد سال به‌‌‌وجود می‌‌‌آورد و کهن‌‌‌سال‌‌‌ترین بخش راه شیری به حساب می‌‌‌آید.

در مقابل، جمعیت 1 که به دو دسته‌‌‌ی پیر و جوان تقسیم می‌‌‌شود، شامل ستارگانی است که سن آن‌ها کم‌تر از 10 میلیارد سال می‌‌‌باشد. این ستاره‌‌ها نخست در یک لایه‌‌‌ی نازک به‌‌‌وجود آمدند. اما برخورد این لایه با بازوان مارپیچ و ابرهای گوناگون مولکولی به ضخیم شدن آن انجامیده است.

همان‌گونه که اشاره کردیم، قرص ضخیم با سنی حدود 10 تا 12 میلیارد سال، بین این دو جمعیت قرار دارد. جمعیت میانی دیگر در کهکشان راه شیری عبارت است از برآمدگی مرکزی که میله‌‌‌ی کهکشان را در بر می‌‌‌گیرد و ستاره‌‌هایی با سن 7 تا 11 میلیارد سال را شامل می‌‌‌شود.^[۳]]

 

غنی‌‌‌سازی شیمیایی

تاریخچه‌‌‌ی تشکیل راه شیری در ستاره‌‌های مسن‌‌‌تر آن نهفته است. بیش‌ترین اطلاعات در این زمینه را می‌‌‌توان از ترکیب شیمیایی ستارگان، یا به عبارت دیگر، فراوانی عناصر و ایزوتوپ‌‌‌های سنگین‌‌‌تر از هلیوم ، به‌‌‌دست آورد.

در زمان تشکیل نخستین ستارگان، تنها هیدروژن و هلیوم وجود داشت. به دنبال تحول در نسل‌‌‌های پی در پی ستاره‌‌ها، واکنش‌‌‌های هسته‌‌‌ای به تولید عناصر سنگین انجامید. بادهای ستاره‌‌ای یا انفجارهای ابرنواختری، برخی از این عناصر را به گاز بین‌‌‌ستاره‌‌ای بازگرداند. سپس، عناصر سنگین در نسل‌‌‌های بعدی ستارگان وارد شدند و به‌‌‌تدریج فراوانی فلزی را در محیط بین ستاره‌‌ای افزایش دادند.

بعضی از ستارگان جرم کمی داشتند، و سن آن‌ها به‌‌‌اندازه‌‌‌ای طولانی شد که هنوز هم وجود دارند. ترکیب شیمیایی این ستارگان، فراوانی عناصر را در محیط بین ستاره‌‌ای در زمان تولد آن‌ها نشان می‌‌‌دهد. بدین ترتیب مطالعه‌‌‌ی فراوانی شیمیایی ستارگان با سنین مختلف، اطلاعاتی را پیرامون تاریخ تشکیل ستارگان راه شیری در اختیار ما می‌‌‌گذارد. این اطلاعات هم شامل نرخ زایش ستارگان در یک دوره‌‌‌ی مشخص می‌‌‌شود و هم جرم و دیگر‌‌‌ مشخصه‌‌‌های آن ستارگان را پس از تولد در بر دارد.

یکی از شاخص‌‌‌های فراوانی فلزی در ستارگان که معمولاً مورد استفاده قرار می‌‌‌گیرد، نسبت جرم آهن به جرم هیدروژن است. اندازه‌‌‌گیری در واحدهای لگاریتمی و نسبت به مقادیر خورشید صورت می‌‌‌پذیرد. تصویر عمومی این است که فراوانی فلزی به‌‌‌سرعت در یک میلیارد سال نخستین بالا رفت و پس از آن رشدی آهسته داشته است. کم‌ترین مقادیر Fe/H مربوط به ستارگان پیر هاله و حدود 5- می‌‌‌باشد. تاکنون مدل‌‌‌های بسیاری ارائه گردیده که در آن‌ها تحول شیمیایی راه شیری و دیگر کهکشان‌‌‌ها توضیح داده شده است؛ ضمن اینکه به چگونگی تشکیل ستارگان و سقوط گاز از بیرون نیز اشاره دارند. به‌‌‌صورت ویژه، در مدل‌‌‌های ساده، توضیح رشد اولیه و سریع فراوانی فلزی دشوار است. این مشکل، یعنی کم بودن ستاره‌‌های قدیمی قرص که از لحاظ فلزی فقیر باشند، به مشکل کوتوله‌‌‌ی G معروف شده است؛ چرا که قدیمی‌‌‌ترین ستارگان رشته‌‌‌ی اصلی هنوز از رده‌‌‌ی G هستند. سر راست‌‌‌ترین راه برای اجتناب از مشکل کوتوله‌‌‌ی G این است که فرض کنیم برافزایش بخش بزرگی از گاز بین‌‌‌ستاره‌‌ای پس از تشکیل پیرترین ستارگان رخ داده است.^[۳]]

پیدایش راه شیری

عقیده بر این است که کهکشان‌‌‌ها زمانی تشکیل می‌‌‌شوند که ابرهای گازی با چگالی بیش از حد میانگین، تحت نیروی گرانی خود، رمبش می‌‌‌نمایند. با فشرده شدن گاز، ستارگان درون آن متولد می‌‌‌شوند. پس از رمبش، ابر در یک حالت شبه ایستا قرار می‌‌‌گیرد و تحول با سرعتی آهسته‌‌‌تر ادامه می‌‌‌یابد. ستاره‌‌های در حال تحول، گازی را که از نظر شیمیایی غنی شده است به فضای بین‌‌‌ستاره‌‌ای باز می‌‌‌گردانند. در آنجا، این گاز با گاز به‌جامانده از قبل مخلوط شده، فرآیند تشکیل ستارگان ادامه می‌‌‌یابد.

دو مدل رقیب وجود دارد که هر یک به نوعی روند پیدایش کهکشان‌‌‌ها را به‌‌‌تصویر می‌‌‌کشد. در مدل رمبش یکپارچه (Monolithic Collapse Model ) فرض بر این است که کهکشان‌‌‌ها به‌‌‌صورت به‌‌‌هم چسبیده، در رمبش یک ابر پرجرم به‌‌‌وجود می‌‌‌آیند. این ابر شامل توده‌‌‌ی موادی است که کهکشان‌‌‌ها را می‌‌‌سازد. در تصویر سلسله‌‌‌مراتبی (Hierarchical) بیش‌تر ستارگان در ابرهایی بسیار کوچک‌‌‌تر به‌‌‌وجود می‌‌‌آیند و سپس در کنار هم قرار گرفته، کهکشان‌‌‌ها را می‌‌‌سازند. در فصل بعد به بررسی شواهد هر یک از این دو مدل در کهکشان‌‌‌های دیگر می‌‌‌پردازیم.

مورد راه شیری نشان می‌‌‌دهد که نباید اختلاف بین این دو مدل را ساده انگاشت. برخی ویژگی‌‌‌های ساختار کهکشان، انطباق طبیعی‌‌‌تری با یک نظریه‌‌‌ی یکپارچه دارد. برای مثال، رمبش سریع هاله و به‌‌‌دنبال آن، برپایی تدریجی قرص، با این تصویر منطبق است. الگوی فراوانی‌‌‌های شیمیایی نیز همگن است؛ به‌‌‌گونه‌‌‌ای که با الگوی تشکیل یکنواخت ستارگان در طول تاریخ کهکشان سازگاری بیش‌تری دارد.

از مشاهدات دیگر، یک گذشته‌‌‌ی سلسله‌‌‌مراتبی به ذهن متبادر می‌‌‌شود. برای مثال، الگوهای فراوانی ستاره‌‌ای در قرص ضخیم متفاوت از الگوهای قرص باریک پیر است. طبیعی‌‌‌ترین راه توضیح این است که قرص ضخیم از برافزایش یک یا چند کهکشان کوچک اقماری، هر یک با گذشته‌‌‌ای متفاوت در ساخت ستاره، به وجود آمده است. یک نشانه‌‌‌ی مهم از سقوط کهکشان‌‌‌های اقماری، وجود سیستم‌‌‌هایی چون کهکشان کوتوله‌‌‌ی قوس است. به نظر می‌‌‌رسد این کهکشان در حال متلاشی شدن به‌‌‌وسیله‌‌‌ی راه شیری باشد. ^[۳]

 

مطالعه ی کهکشان ما به کمک تلسکوپ های رادیویی

مطالعه امواج رادیویی 21 سانتیمتری،که از ئیدروژن میان ستاره ای گسیل می شود،بر دانش ما نسبت به ساختار کهکشان به میزان زیادی افزوده است.

ئیدروژن خنثی وقتی تابشی به طول موج 21 سانتیمتر گسیل می‌کند که اسپین الکترون آن تغییر جهت دهد.

انرژی اتم ئیدروژنی که اسپین الکترون آن هم جهت با اسپین پروتون باشد اندکی بیش از اتمی است که اسپین الکترون آن در خلاف جهت اسپین پروتون است. وقتی الکترون از آرایش نخست به آرایش دوم «وارو بزند»،یک کوانتوم انرژی الکترومغناطیسی گسیل می کند که طول موج آن 21 سانتیمتر است.

مطالعه توزیع ئیدروژن در کهکشان ما،اندازه و شکل آن را،به صورتی که از روش های پیشین به دست آمد،تایید می‌کند. تحقیقاتی که با استفاده از امواج 21 سانتیمتری انجام شده حاکی از آن است که بخش عمده ی این ئیدروژن محدود به لایه ی نسبتا نازکی به قظطر 1000 سال نور استکه ظاهرا در بعضی نواحی،خاصه در بازوهای مارپیچی،متمرکز است.

منبع:ویکی نجوم

کهکشان چیست؟

كهكشان سيستمي از ستارگان، گرد و غبار و گاز است كه به وسيله نيروهاي جاذبه اي، کنار يكديگر نگه داشته مي شوند. انواع كهكشان ها عبارتند از: كهكشان هاي مارپيچي (با بازو)، بيضوی (بدون بازو) و بي قاعده (بدون تقارن گردشي).

 

کهکشان مارپیچی به شکل فرفره است. با بازوهایی مارپیچی که از یک برآمدگی مرکزی به خارج پیچ خورده اند. کهکشانی که در عکس می بینید، به نام M100 شناخته می شود و خیلی شبیه به کهکشان راه شیری ما است. کهکشان راه شیری مجموعه ای از ستارگان، گرد و غبار و گاز در اطراف مرکزش دارد. (عکس از ناسا)

كهكشان ها طيف پیوسته ای از انرژي از خود ساطع مي كنند كه شامل بعضي امواج راديويي، اشعه ايكس، اشعه مادون قرمز و اشعه ماوراي بنفش است. زمين، خورشید و بقيه منظومه شمسی ما يك بخش بسيار كوچك از كهكشان راه شيري هستند. كهكشان راه شيري كهكشاني مارپيچي است.

 

كهكشان راه شيري فقط جزیي از يك گروه كهكشاني به نام "گروه محلي" است. در داخل گروه محلي، كهكشان راه شيري با سرعت حدود 300 كيلومتر درثانيه حركت مي كند (به سمت صورت فلكي ويرگو).

 

نزديك ترين كهكشان به كهكشان ما، ممكن است كهكشان قوس (ساگيتاريوس، Sagittarius) باشد كه حدود 80000 سال نوري از ما فاصله دارد. "ابر ماژلاني بزرگ" كهكشان نزديك ديگر به كهكشان ما است.

 

دانشمندان تخمين مي زنند كه بيش از 100 ميليارد كهكشان در جهان قابل مشاهده ما پخش شده باشند. ستاره شناسان با تلسکوپ از ميليون ها كهكشان عكس برداري كرده اند.

 

دورترين كهكشاني كه تاكنون عكس برداري شده، معادل ده ميليارد تا 13 ميليارد سال نوري از كهكشان ما فاصله دارد. يك سال نوري فاصله اي است كه نور در خلأ در يك سال طي مي كند (حدود 5.88 تريليون مايل يا 9.46 تريليون كيلومتر).

 

قطر كهكشان ها از چند هزار تا نيم ميليون سال نوري متغير است. كهكشان هاي كوچك كمتر از يك ميليارد ستاره دارند. كهكشان هاي بزرگ بيش از يك تريليون ستاره دارند. كهكشان راه شيري قطري حدود 100000 سال نوري دارد. در كهكشان راه شيري حدود 100 ميليارد ستاره وجود دارد. منظومه شمسي ما حدود 25000 سال نوري از مركز كهكشان راه شيري فاصله دارد.

 

تنها سه كهكشان در خارج از کهکشان راه شيري با چشم غير مسلح قابل مشاهده هستند. مردم در نيمكره شمالي مي توانند كهكشان آندرومدا (Andromeda) كه حدود دو ميليون سال نوري با ما فاصله دارد را ببينند. مردم در نيمكره جنوبي مي توانند ابر ماژلاني بزرگ را ببينند كه حدود 160000 سال نوري از زمين فاصله دارد و ابر ماژلاني كوچك كه حدود 180000 سال نوري از زمين فاصله دارد نيز قابل مشاهده است.

 

گروه های کهکشان ها

 

كهكشان ها به شكل نابرابري در فضا توزيع شده اند. به طوری كه بعضي از كهكشان ها همسايه نزديكي ندارند. كهكشان هايي هستند كه با هم جفتند و به اين ترتيب همراه با كهكشان ديگري با هم مي گردند. اما بيشتر كهكشان ها در گروه هايي به نام خوشه (Cluster) پيدا مي شوند. يك خوشه ممكن است حاوی چند تا چندين هزار كهكشان باشد. خوشه ها ممكن است قطري به بزرگي ده ميليون سال نوري داشته باشند.

 

خوشه های كهكشان ها در ساختارهای بزرگ تري به نام "ابرخوشه ها" (supercluster) گروه بندي شده اند. در مقياس هاي حتي بزرگ تر، كهكشان ها در شبكه هاي بسيار عظيم الجثه ای مرتب شده اند. شبكه ها شامل  كهكشان هایی هستند كه به هم متصلند و با مناطق نسبتاً خالي احاطه شده اند. يكي از بزرگ ترين ساختارهايي كه تاكنون نقشه برداري شده، شبكه اي از كهكشان ها است كه به عنوان "ديوار بزرگ" شناخته مي شود. اين ساختارها بيش از 500 ميليون سال نوري درازا و 200 ميليون سال نوري پهنا دارد.

 

شكل كهكشان ها

 

ستاره شناسان بيشتر كهكشان ها را از روي شكلشان طبقه بندي مي كنند. چون كهكشان ها يا مارپيچي يا بيضي شكل هستند. كهكشان مارپيچي مثل يك ديسك با يك برآمدگي در مركزش است. اين ديسك مشابه يك فرفره است. بازوان مارپيچي روشن دارد كه از برآمدگي مركزي به صورت پيچ پيچي به اطراف ادامه دارد. همه كهكشان هاي مارپيچي مي گردند، ولي به آهستگي. براي مثال كهكشان راه شيري هر 250 ميليون سال يك بار يك دور گردشش را كامل مي كند.

 

 

خوشه کروی، جمعیتی متشکل از گروه هایی از ستارگان است که به وسیله نیروی جاذبه محکم  کنار هم نگه داشته می شوند. این خوشه کروی یکی از متراکم ترین خوشه های شناخته شده در کهکشان راه شیری است

ستارگان جديد از گاز و گرد و غبار موجود در داخل كهكشان هاي مارپيچي تشکیل مي شوند. گروه هاي كوچك تر ستارگان موسوم به خوشه های كروي اغلب كهكشان هاي مارپيچي را احاطه مي كنند. يك خوشه كروي حدود يك ميليون ستاره دارد.

شكل كهكشان هاي بيضوی، از كره هاي كامل تا گويچه هاي صاف متغیر است. نوري كه از كهكشان بيضي شكل خارج مي شود، در مركز بيشتر است و به تدريج در مناطق خارجي تر کهکشان ضعيف تر مي شود. كهكشان هاي بيضوی نسبت به كهكشان هاي مارپيچي گرد و غبار و گاز كمتري دارند و به نظرمي رسد تعداد كمي از ستارگان جديد در آنها شكل مي گيرد.

 

كهكشان هاي نوع سوم كهكشان هاي بي قاعده هستند که شكل ساده ای ندارند. بعضي از آنها بيشتر حاوی ستارگان آبي و ابرهاي گازي هستند اما گرد و غبار كمي دارند. کهکشان "ابرهاي ماژلاني" از اين نوع هستند. بعضي ديگر از كهكشان هاي بي قاعده بيشتر از ستارگان روشن جوان و گاز و گرد و غبار تشكيل شده اند.

 

كهكشان ها هماهنگ با یکدیگر حركت مي كنند. گاهي به طور اتفاقي دو كهكشان به قدري به هم نزديك مي شوند كه نيروي جاذبه هر يك شكل ديگري را تغيير مي دهد. كهكشان ها حتي ممكن است با هم تصادف كنند. اگر كهكشان هايي كه به  سرعت در حال حركتند با هم تصادف كنند، ممكن است به طور مستقيم از ميان هم عبور كنند يا يك كمي برهم اثر بگذارند يا اصلاً اثر نگذارند.

 

 

در کهکشان های بی قاعده مثل  SextanA، اشکال ساده ای مثل مارپیچ یا بیضی شکل دیده نمی شود

 

به هر صورت حتي كهكشان هايي كه كند حركت مي كنند هم با هم تصادف مي كنند. آنها ممکن است به داخل يك كهكشان بروند و با آن يكي شوند و به كهكشاني تبديل شوند كه بزرگ تر از كهكشان هاي اوليه است. چنين يكي شدن هايي مي تواند كلاف هاي مارپيچي از ستارگان به وجود آورد كه ممكن است بيش از 100000 سال نوري به داخل فضا گسترش پيدا كند.

 

خروجي از كهكشان ها

 

همه كهكشان ها انرژي را به صورت طول موج هاي نور قابل مشاهده و ديگر انواع تابش هاي الكترومغناطيسي بيرون مي دهند. تابش الكترومغناطيس شامل امواج راديويي، اشعه مادون قرمز، نور قابل مشاهده، اشعه ماورای بنفش، اشعه ايكس و اشعه گاما مي شود.

 

همه اين شكل هاي تابش با هم طيف الكترومغناطيسی را تشكيل مي دهند.

انرژي اي كه به وسيله كهكشان ها بيرون داده مي شود، از منابع مختلفي تأمين مي شود. بيشتر این انرژی ها به گرماي ستارگان و ابرهاي گرد و غبار و گاز به نام سحابی مربوط است.

 

دورترین کهکشان ها هم چنان نوری دارند که تلسکوپ فضایی هابل می تواند از آنها عکسبرداری کند. آنهایی که در عکس درخشان ترند، کهکشان هایی هستند که به زمین نزدیک ترند و شیئی که نارنجی روشن است ستاره ای در کهکشان ما است

 

وقوع برخی حوادث هم مقدار زيادي انرژي توليد مي كند. مثل: 1-انفجارهاي اخترها كه در آن يكي از دو عضو يك سيستم ستاره اي دوتایی، گرد و غبار و گاز را به فضا پرتاب مي كند. 2-انفجارهاي ابرنواختر كه بسيار شديدتر است. در این انفجار ستاره اي در خود فرو می ریزد، سپس بيشتر موادش به بيرون ريخته مي شود.

میزان تراكم اشعه تابشي ساطع شده از يك ستاره به دماي سطح آن بستگي دارد.

براي مثال خورشيد كه دماي سطحش حدود 5500 درجه سانتی گراد است بيشتر تابشش را از بخش قابل مشاهده طيف الكترومغناطيسی انجام مي دهد. تابش های از اين دست كه تراكمشان به دما بستگي دارد، از خورشيد و ستارگان طبیعی دیگر صورت می گیرند و تابش گرمايي ناميده مي شوند.

درصد كوچكي از كهكشان ها به نام كهكشان هاي فعال مقدار وحشتناكي انرژي بيرون مي دهند. اين انرژي از حوادثی كه در اشيای واقع در مركزشان رخ مي دهد، ناشي مي شود. توزيع طول موج هاي خروجي از آنها شبيه به ستارگان طبيعي نيست و بنابراين خروجي انرژیشان به عنوان تابش غير حرارتي شناخته مي شوند.

قدرتمندترين اين اشياء كواسارها (quasars) هستند كه مقدار عظيمي انرژي شامل اشعه گاما، اشعه ايكس، اشعه ماوراي بنفش، اشعه مادون قرمز و امواج راديويي خارج مي كنند. بعضي از كواسارها 1000 برابر كل انرژي اي كه از كهكشان راه شيري خارج مي شود را بيروساطع ن مي کنند.

 

كهكشان سيفرت (Seyfert) يك كهكشان مارپيچي است كه مقدار زيادي اشعه  مادون قرمز ساطع مي كند و به همراه آن یا امواج راديويي یا اشعه ايكس و يا هم امواج راديويي و هم اشعه ايكس را ساطع مي کند.

 

بعضي از كهكشان هاي فعال، فوران ها و ذرات شارژ شده الكتريكي و با انرژي بالا شامل پروتون هاي با شارژ مثبت و پوزيترون ها و الكترون هاي با شارژ منفي خارج مي کنند. الكترون ها و پروتون ها از نوع ماده معمولي هستند. اما پوزيترون ها ذراتی با خواص دقیقاً مخالف الكترون ها هستند. آنها همان جرم (مقدار ماده) الكترون ها را دارند اما بار مخالف الکترون ها را دارند.

 

به نظر مي رسد دلیل فعاليت زیاد در كهكشان هاي فعال، سياهچاله هاي غول پيكر در مركز اين كهكشان ها باشد. سياهچاله مي تواند يك ميليارد برابر جرم خورشيد را در خود داشته باشد. از آن جایی که سياهچاله بسيار پرجرم و متراكم است، نيروي جاذبه آن به قدر كافي قوي است تا ستارگان نزديك را متلاشی کند. در نتيجه گاز و گرد و غبار ناشي از نابودي اين ستارگان به طرف سياهچاله مي روند و وزنشان به ديسك موادي كه به دور سياهچاله مي گردند، اضافه مي شود. در همان زمان ماده از بخش داخلي تر ديسك به داخل سياهچاله سقوط مي كند. هنگامي كه ماده سقوط مي كند انرژي از دست مي دهد. بنابراين تابش و فورانی توليد مي كند كه از كهكشان به خارج پرتاب مي شود.

 

كهكشان راه شيري يك كهكشان فعال نيست. اما منبع قوي اي برای انرژی تابشی در مركزش دارد. دلیل اين انرژی تابشی ممكن است يك سياهچاله باشد. سياهچاله ای كه يك ميليون برابر جرم خورشيد را در خود دارد.

 

منشأ كهكشان ها

 

دانشمندان دو نوع نظريه اصلي درباره منشأ كهكشان ها ارائه داده اند. نقطه شروع هردو نظريه بيگ بنگ است. بيگ بنگ انفجاري جهاني است كه ده ميليارد تا 20 ميليارد سال قبل شروع شد. مدت كوتاهي بعد از بيگ بنگ جرم هاي گازي شروع به جمع شدن يا فروریزی در داخل خود كردند. سپس نیروی جاذبه به آهستگي اين جرم ها را به طرف داخل كهكشان ها فشرده كرد.

 

اما دو نوع نظريه متفاوت درباره این که كهكشان ها چگونه تكامل پيدا كرده اند وجود دارد. يك نظريه مي گويد كه ابتدا اشيای كوچك تر مثل خوشه های كروي تشكيل شدند. سپس اين اشياء يكي شدند تا كهكشان ها را تشكيل دهند. نظريه ديگر برعكس اين را مي گويد. يعني ابتدا اشيای بزرگ تر مثل كهكشان ها و خوشه ها تشكيل شدند سپس گروه هاي كوچك تر ستارگان در داخل آنها شكل گرفتند. اما همه نظريه هاي بيگ بنگ در اين نكته اشتراك دارند كه هيچ كهكشان جديدي از زمان هاي اوليه به بعد تشكيل نشده يا اگر هم تشكيل شده خيلي كم بوده.

 

 

تغییر رنگ به قرمز باعث جابجایی خطوط در طیف (نوار رنگ ها) شده. این طیف نور که به وسیله کهکشانی که از زمین دور می شود ساطع شده. چنان که می بینیم در انتهای دیاگرام خطوط به جانب رنگ قرمز می روند

 

بيشتر مشاهدات ستاره شناسي از نظريه هاي بيگ بنگ حمايت مي كند. مطابق با اين نظريه ها جهان هنوز در حال گسترش است. دو نوع از مشاهدات به طور قوي از ايده يك جهان در حال گسترش حمايت مي كند.

 

اين مشاهدات به اين اشاره دارد كه همه كهكشان ها از يكديگر دور مي شوند و اين كه دورترين كهكشان ها با بيشترين فاصله از كهكشان راه شيري, با سرعت خيلي بيشتري حركت مي كنند.

 

 

تكامل كهكشان هاي مارپيچي

 

ستاره شناسان هنوز به روشني نمي فهمند كهكشان هاي مارپيچي چگونه تكامل پيدا كردند و چگونه هنوز وجود دارند. ابعاد اين راز موقعي بيشتر روشن مي شود كه بدانيم كهكشان مارپيچي چگونه مي گردند. كهكشان مثل كرم روي سطح فنجان پر از مايع حرکت می کنند. بخش داخلي تر كهكشان مثل يك چرخ كوزه گري مي چرخد و بازوها  مثل دم آن هستند. تصور كنيد كه يك بازوي مارپيچي در طول حدود 250 ميليون سال حول مركز كهكشانش -مثل كهكشان راه شيري- مي گردد. بعد از چند گردش و شايد پس از دو ميليارد سال بازوها به شکل پیوسته اجرامي به نام ستارگان توليد مي كنند. اما تقريباً سن همه كهكشان هاي مارپيچي خيلي بيشتر از دو ميليارد سال است.

 

جوابی كه براي اين راز پيدا شده, بر تفاوت در نيروي جاذبه اي در سراسر كهكشان تکیه دارد. عاملی كه ستاره ها، گرد و غبار و گاز را هل مي دهد و باز به سوي خودش مي كشد. اين فعاليت، امواج فشرده اي توليد مي كند. يك مثال مشابه از امواج فشرده، امواج صوتي معمولي است. هنگامي كه كهكشان مي گردد، به نظر مي رسد كه امواج در يك مسير مارپيچي حرکت مي كنند و به سوی بازوهاي مارپيچي تشکیل شده از گرد و غبار و گاز متراکم هدایت مي شوند. سپس ستارگان در بازوها تشكيل مي شوند.

 

ستاره شناسان بزرگ ترین کهکشان مارپیچی را شناسايي كرده اند

ستاره شناسان کهکشان مارپیچی NGC 6872 را به عنوان بزرگترین کهکشان مارپیچی در جهان شناسايي كرده اند. اين كهكشان 200 میلیون سال نوری از زمین فاصله دارد. از يك رأس تا رأس ديگر اين کهکشان بیش از 522،000 سال نوری است كه پنج برابر بزرگ تر از کهکشان راه شیری است. بخشی از دلایل بزرگ بودن اندازه این کهکشان تعامل آن با کهکشاني در نزدیکیش است، IC 4970 از صدها میلیون سال پیش با باNGC 6872 تعامل دارد. این تعامل اندازه NGC 6872 را افزاایش داده و مناطق تشكيل ستاره های جدید را نیز به وجود آورده که جايي است كه در آن نسبت به ستارگان موجود در دو کهکشان دیگر ستارگان خيلي جوان تری متولد مي شوند.

 

منبع:http://020.ir

 

ماه گرفتگی

ماه گرفتگی چیست؟
ماه گرفتگی یا خسوف زمانی اتفاق می‌افتد که ماه در فاز کامل (بدر) و در حال عبور از بخشی از سایه زمین باشد.
سایه زمین در واقع از دو قسمت مخروطی شکل درست شده است که یکی در داخل دیگری قرار دارد. بخش خارجی یا نیم سایه‌ای منطقه‌ای است که زمین فقط قسمتی از پرتو‌های خورشید را مسدود می‌کند و مانع از رسیدن آنها به ماه می‌شود. در مقابل بخش درونی یا قسمت سایه، ناحیه‌ای است که زمین مانع از رسیدن تمام پرتوهایی می‌شود که از خورشید به ماه می‌رسد.
سایه زمین به شکل یک مخروط است که قاعده آن مقطع زمین و طول متوسط آن یک میلیون و 380 هزار کیلومتر است. طول این سایه، بر اثر تغییر فاصله زمین از خورشید تا حدود 40 هزار کیلومتر نسبت به مبدا متوسط تغییر می‌کند. خسوف زمانی اتفاق می‌افتد که ماه وارد مخروط سایه زمین شود.
با توجه به جابجایی ماه در مدار، همواره 2 هفته قبل یا بعد از خورشید گرفتگی امکان گرفتگی ماه هم وجود دارد. شرایط رخ دادن ماه‌گرفتگی
برای اینکه ماه‌گرفتگی یا خسوف رخ دهد باید دو شرط مهم هم‌زمان با یکدیگر برقرار باشند: ماه و خورشید و زمین در یک راستا یا خط مستقیم قرار گیرند به طوری که زمین بین ماه و خورشید قرار داشته باشد. به عبارت دیگر ماه در حالت بدر از زمین دیده شود. ماه در حرکت مداری خود به دور زمین در یکی از گره‌ها و یا در نزدیکی آن قرار داشته باشد. مدت زمان ماه‌گرفتگی
مدت دوام ماه‌گرفتگی نسبتاً زیاد است، زیرا قطر مخروط سایه زمین در نقطه‌ای که ماه از آن می‌گذرد، در حدود ۹٬۲۰۰ کیلومتر است.
اگر ماه، مخروط سایه زمین را بطور مرکزی قطع کند، حدود دو ساعت در ماه‌گرفتگی کامل خواهد بود، زیرا قطر ماه در حدود ۳٬۵۰۰ کیلومتر و سرعت متوسط آن ۳٬۲۰۰ کیلومتر در ساعت است. انواع ماه گرفتگی
با توجه به موقعیت‌های مختلف زمین، ماه و خورشید سه نوع متفاوت از ماه گرفتگی قابل تشخیص است:
1- خسوف نیم سایه‌ای:
ماه از قسمت نیم سایه زمین عبور می‌کند. در این حالت تغییر نور سطح ماه بسیار کم بوده و مشاهده آن دشوار است. حدود 35 درصد از ماه گرفت‌ها از نوع نیم سایه‌ای است که تشخیص آن حتی به کمک تلسکوپ بسیار دشوار است.
2- خسوف جزیی:
در خسوف جزیی بخشی از ماه از سایه زمین عبور می‌کند و قسمت‌هایی از آن در تاریکی فرو می‌رود. که در حدود 30 درصد ماه گرفت‌ها جزئی می‌باشد که رصد این رویداد حتی بدون استفاده از ابزار اپتیکی نیز ساده است.
3- خسوف کلی:
تمام ماه از داخل سایه زمین عبور می‌کند و بطور کامل در تاریکی فرو می‌رود. این رویداد به خاطر رنگ‌های گوناگون و متغیری که ماه در لحظه گرفت کامل در سطح خود دارد بسیار برجسته و مورد توجه است. حدود 35 درصد ماه گرفت‌ها از این نوع می‌باشد. چرا در حالت خسوف کامل ماه قابل مشاهده است؟
سایه زمین ماه را کاملاً تاریک نمی‌کند. حتی وقتی که ماه‌گرفتگی کامل باشد ماه کاملا مرئی است.علت پرتوهای خورشید است که در مسیرشان به سمت ماه از جو زمین عبور می‌کنند. این جو مانند فیلتر اکثر طیف‌های آبی پرتوهای خورشید را پراکنده می‌کند و مابقی نور که به رنگ قرمز پررنگ و یا نارنجی است و به مراتب تیره تر از نور سفید آفتاب می‌باشد در درون آن دچار مقداری شکست شده تا اینکه کسر کوچکی از آن به سطح ماه می‌رسد و آن را پرفروغ می‌کند.
اگر زمین اتمسفری نداشت ماه در طی یک گرفت کامل، کاملا سیاه به نظر می‌رسید. در حالی که اکنون ماه می‌تواند رنگ‌های زیادی از قهوه‌ای و قرمز تیره گرفته تا نارنجی و زرد روشن، بر سطح خود داشته باشد. نسبت ماه گرفتگی به خورشید گرفتگی
تعداد ممکن خورشید گرفتگی در هر سال بیشتر از ماه گرفتگی است اما به دلیل اینکه در ماه گرفتگی قسمت‌های بزرگی (مثلا نیمی) از زمین می‌توانند آنرا ببینند به نظر می‌رسد که تعداد گرفتگی‌های ماه بیشتر از خورشید گرفتگی باشد. در خورشید گرفتگی تنها مناطق کوچکی از سطح زمین به صورت یک نوار باریک می‌توانند آنرا مشاهده کنند. پهنای منطقه گرفتگی خورشید بر سطح زمین از 272 کیلومتر تجاوز نمی‌کند. رصد ماه گرفتگی
بر خلاف خورشید گرفتگی، رصد ماه گرفتگی کاملا بی‌خطر است و برای رصد آن به هیچ فیلتر محافظی نیاز ندارید. حتی برای رصد این پدیده نیازی به استفاده از تلسکوپ نیست.
یک خسوف سوژه بسیار جذابی برای عکاسی است خوشبختانه عکاسی از خسوف آسان است به شرط آنکه امکانات مناسبی داشته باشید و از آن به خوبی استفاده کنید.

 
منبع:همشهری

خورشید گرفتگی کره زمین

 
در طول تاریخ، این پدیده همواره مورد توجه اقوام و ملل مختلف بوده است. اغلب تمدن‌های کهن خورشید گرفتگی را پدیده‌ای شوم می‌پنداشتند و درباره آن اعتقادات خرافی داشتند.
چینی‌ها عقیده داشتند که هنگام خورشید گرفتگی اژدهایی خورشید را می‌بلعد. در بسیاری از فرهنگ‌ها خورشید گرفتگی بلایی آسمانی پنداشته می‌شده است.
مردم هند در خلال گرفتگی خود را تا گردن در آب فرو می‌کردند و اعتقاد داشتند که با این کار به خورشید و ماه کمک می‌کنند تا در برابر اژدها از خود دفاع کنند.
ولی اکنون با اثبات علمی این پدید، فرصت زیبایی است تا انسان‌ از مشاهده آن هم لذت و هم به عظمت خلق توجه کنند. خورشید گرفتگی چیست؟
خورشید گرفتگی یا کسوف وقتی رخ می‌دهد که سایه ماه بر بخشی از زمین بیافتد و در نتیجه از دید قسمت‌هایی از کره زمین قرص ماه روی قسمتی از قرص خورشید را بپوشاند. این پدیده هنگامی رخ می‌دهد که زمین و ماه و خورشید به ترتیب در یک خط راست یا تقریبا در یک خط راست قرار بگیرند. به عبارت دیگر هر گاه ماه از میان زمین و خورشید عبور نماید و سایه ماه روی قسمتی از زمین بیافتد، هم اختفا خورشید توسط ماه رخ داده است و هم گرفت زمین توسط ماه رخ داده است. علل خورشید گرفتگی
خورشید گرفتگی تنها در زمان ماه نو رخ می‌دهد. حدود 30 روز طول می‌کشد تا ماه یک گردش کامل به دور زمین انجام دهد و در هر بار گردش یک بار ماه نو رخ خواهد داد. اما چرا هر ماه این پدیده روی نمی‌دهد؟
دلیل این امر این است که مدار ماه و زمین با هم زاویه دارد و در بسیاری از حالات ماه از بالا یا پایین قرص خورشید می‌گذرد. مدار زمین و ماه در دو نقطه به هم بر خورد می‌کنند که به این دو نقطه گره‌های مداری می‌گویند و ماه هرگاه در این گره با زمین و خورشید در یک خط قرار بگیرد خورشید گرفتگی صورت می‌گیرد. و معمولا در هر سال دو یا سه بار این اتفاق روی می‌دهد. انواع خورشید گرفتگی
1- خورشید گرفتگی حلقوی:
این نوع از گرفتگی، هنگامی رخ می‌دهد که از سطح زمین اندازه ظاهری ماه کوچکتر از اندازه ظاهری خورشید دیده شود. در این وضعیت، در مکان‌هایی از کره ‌زمین که به خط واصل مرکز خورشید و مرکز کره ماه خیلی نزدیک هستند، تنها حلقه پر نوری از خورشید دیده می‌شود و درون حلقه (که روی تاریک ماه است ) کاملا تاریک دیده می شود.
2- خورشید گرفتگی کلی:
این نوع از خورشید گرفتگی، هنگامی رخ می‌دهد که از سطح زمین اندازه ظاهری ماه اندکی بزرگ تر از اندازه ظاهری خورشید دیده شود. در این وضعیت، در مکان‌هایی از کره‌ زمین که به خط واصل مرکز خورشید و مرکز کره ‌ ماه خیلی نزدیک هستند، تمام سطح خورشید توسط روی تاریک ماه پوشانده می‌شود.
در این نوع خورشید گرفتگی امکان رؤیت جو خورشید وجود دارد که زیبایی این پدیده عمدتا به همین موضوع بر می‌گردد. معمولاً هر یک و نیم سال یک بار یک خورشید گرفتگی کلی روی می‌دهد، اما هر انسان در طول عمرش شاید یک بار شانس تماشای این پدیده را داشته باشد چرا که این موضوع وابسته به مکان ناظر است. نمونه چنین کسوفی در سال 1378 در ایران اتفاق افتاد.
3- خورشید گرفتگی جزئی:
هر گاه خورشید گرفتگی اتفاق می‌افتد، در مکان‌هایی از سطح کره زمین که از خط واصل مرکز خورشید و مرکز ماه دور هستند، امکان رؤیت گرفت کلی یا گرفت حلقوی وجود ندارد. در چنین نقاطی (که شامل مساحت بیش‌تری از زمین می‌شود) دو قرص خورشید و ماه هم مرکز دیده نمی‌شوند و در نتیجه روی تاریک ماه، تنها قسمتی از قرص خورشید را می پوشاند که به این حالت گرفت جزئی می گویند. اهمیت علمی خورشید گرفتگی
ارزش علمی خورشید گرفتگی به بررسی‌هایی است که هنگام گرفتگی کلی می‌توان انجام داد که در مواقع دیگر عملا غیر ممکن است. وقتی ماه قرص خورشید را می‌پوشاند لایه‌های خارجی جو خورشید را می‌توان رصد کرد.
با پدیدار شدن ستاره‌ها می‌توان انحنای فضا - زمان را اندازه گیری کرد با محاسبه زمان تماس اول ماه با خورشید می‌توان به جزئیاتی در حرکت مداری ماه و زمین پی‌برد. می‌توان ستارگان دنباله‌داری را که در حضیض هستند را بررسی کرد. و ...
در قرن اخیر مهمترین سنجش‌های خورشید گرفتگی اندازه‌گیری مکان ستاره‌های قابل روئیت در اطراف خورشید و تایید تجربی نسبیت عام انیشتین است. نسبیت عام، پایه کهکشان شناسی نوین است. نکات لازم در هنگام رصد خورشید گرفتگی
- به هیچ وجه بدون فیلترهای مخصوص به خورشید نگاه نکنید.
- برای نگاه کردن به خورشید از شیشه‌هایی که به وسیله دود شمع و یا به طرق دیگر دودی شده‌اند استفاده نکنید چرا که آن‌ها تنها شدت نور را کم می‌کنند و جلوی پرتوهای خطرناک نور خورشید را نمی‌گیرند.
- با ابزار نجومی به هیچ وجه بدون فیلتر به خورشید نگاه نکنید.
- بهترین روش دیدن خورشید گرفتگی استفاده از ابزار‌هایی مثل اتاق تاریک و یا انداختن تصویر بر روی دیوار یا پرده است.
تصاویری از خورشید گرفتگی:



 
منبع:همشهری

چرا پلوتو یک سیاره نیست

پلوتو در سال 1930 توسط کلاید تومبا¹ در رصدخانه ی لاول² واقع در آریزونا کشف شد. تا قبل از کشف پلوتو ستاره شناسان به احتمال وجود جرمی قابل توجه در ورای مدار نپتون گمان برده و آن را سیاره ایکس نام گذاردند.

تومبا در رصدخانه لاول، مسئولیت سخت و پر زحمت مقایسه عکس های تهیه شده از آسمان را بر عهده داشت. یکی از روش های شناسایی و کشف اجرامی مانند سیارات این گونه است که در فواصل زمانی معین و به فاصله ی چند، روز تصاویری از آسمان تهیه می شود. با کنار هم قرار دادن این تصاویر و مقایسه آن ها در صورت وجود جرمی مانند یک سیاره متوجه وجود آن خواهیم شد. به عبارت ساده تر، این گونه اجرام دارای حرکت هستند و جابجایی آن ها در زمینه ی ستارگان در طول چند شب به وسیله ی تهیه ی تصاویر از آسمان و مقایسه آن ها با هم قابل تشخیص است.

تومبا پس از یک سال رصد و تحلیل تصاویر گرفته شده از پهنه ی آسمان، سرانجام جرم مرموزی را که مدت ها به دنبال آن بود، یافت: سیاره ی ایکس.

پس از این کشف اجازه ی نامگذاری سیاره ی ایکس به تیم تحقیقاتی لاول داده شد. بالاخره اعضای گروه بر سر نام پلوتو به توافق رسیدند. نام پلوتو توسط دختری یازده ساله از آکسفورد انگلستان پیشنهاد شده بود. معنا و مفهوم نام سیاره ی پلوتو با نام سگ معروف کمپانی والت دیزنی که آن هم پلوتو است تفاوت دارد.

پلوتو در افسانه ها و اساطیر یونان، خدای دنیای مردگان و ارواح است.

تا قبل از کشف بزرگترین قمر پلوتو یعنی کارن در سال 1978، اطلاع دقیقی از جرم و اندازه ی پلوتو در دست نبود. در دقیق ترین اندازه گیری قطر پلوتو 2400 کیلومتر تخمین زده شده است. گرچه این اندازه برای جرمی با عنوان سیاره بسیار کوچک است اما با این حال تا آن زمان بزرگترین جرم شناخته شده ی فرا نپتونی بود.

در طول دهه های پیشین، کاوش های انجام شده توسط تلسکوپ های قدرتمند زمینی و فضایی درک و تصور ما از منظومه ی خورشیدی را به کلی دگرگون کرده است.

اکنون پلوتو بیش از اینکه سیاره ای در مداری معین باشد، به همراه قمر بزرگش کارن، نمونه های بزرگی از مجموعه ی اجرام کمربند کویی پر³ هستند. کمربند کویی پر منطقه ای در ورای مدار نپتون است و در حدود 55 واحد نجومی در فضا گسترده شده است.

بنابر تخمین ستاره شناسان در حدود 70000 جرم سرگردان در این منطقه وجود دارد که ساختار و ترکیباتی مشابه پلوتو دارند و اندازه ی اغلب آن ها بیش از 100 کیلومتر است.

و اما اکنون، بر اساس قوانین جدید، پلوتو یک سیاره نبوده و تنها یکی از هزاران جرم فرا نپتونی کمربند کویی پر است.

مسئله همین جاست! ستاره شناسان اجرام بزرگ زیادی را در کمر بند کویی پر کشف کرده اند. بطور نمونه یکی از این جرم ها، 2005 FY9 نام دارد که توسط گروه تحقیقاتی مایک براون از موسسه ی CALTECH شناسایی و کشف شده است. در کمربند کویی پر این گونه اجرام که ساختاری مشابه هم دارند فراوانند.

در سال 2005 تیم براون در ورای نپتون جرمی را کشف کردند که اندازه ای برابر یا احتمالاً بیشتر از پلوتو داشت و رسماً با نام 2003 UB313 ثبت شد و بعد ها اریس⁴ نام گرفت. بر اساس بررسی های ستاره شناسان، اریس حدود 25% پرجرم تر از پلوتو است.

با وجود اجرامی مانند اریس که بزرگتر و پرجرم تر از پلوتو بودند ادعای 9 سیاره ای بودن منظومه خورشیدی متزلزل گشته و در مورد سیاره بودن پلوتو شک و شبهه به وجود آمد. 
 

به راستی اریس چیست؟...یک سیاره یا جرمی سرگردان در کمربند کویی پر؟...پلوتو چطور؟

در بیست و ششمین نشست اتحادیه بین المللی نجوم⁵ در آگوست 2006 در پایتخت چک، در مورد سیاره بودن یا نبودن پلوتو تصمیم نهایی گرفته شد و نتیجه ی آن هم خروج پلوتو از لیست سیاره های منظومه ی خورشیدی بود.

در این نشست سه تعریف به رای گذاشته شد:

بر اساس یکی از تعاریف، شمار سیاره ها به عدد 12 ارتقا می یافت. در این حالت پلوتو همچنان یک سیاره باقی می ماند و اجرام دیگر مانند اریس و سرس(بزرگ ترین سیارک) هم در رده ی سیاره ها جای می گرفتند.

تعریف دوم، منظومه ی خورشیدی را 9 سیاره ای معرفی می کرد اما توجیه علمی محکم و مستدلی در مورد آن وجود نداشت.

تعریف سوم، 8 سیاره را معرفی می کرد و پلوتو را خارج از طبقه ی سیاره ها جای می داد.

در پایان رای گیری، حاضرین به تصمیمی جنجالی رای دادند: تنزل درجه پلوتو و جای دادن آن در رده ی جدیدی به نام سیارات کوتوله⁶.

بر اساس قوانین جدید اتحادیه بین المللی نجوم برای این که بتوان جرمی را یک سیاره دانست، می بایست سه شرط زیر در مورد آن برقرار باشد:

• در مداری به دور خورشید در گردش باشد. (تا اینجا ظاهراً پلوتو یک سیاره است)
• گرانش لازم برای حفظ شکل کروی خود را داشته باشد.(باز هم پلوتو یک سیاره است)
• اطراف مدار خود را از وجود اجرام پراکنده ی دیگر پاکسازی کند.(پلوتو در این مورد قانون شکنی کرده است!)

منظور از پاکسازی اطراف مدار چیست؟

سیاره ها پس ازشکل گیری، به حاکم گرانشی مدار خود تبدیل می شوند. در تقابل گرانشی میان سیاره ی تازه شکل گرفته و اجرام کوچک و بزرگ پراکنده در اطراف مدار، سیاره یا آن ها را جذب خود می سازد و یا همانند قلاب سنگ به فضای دور دست خارج مدار، می راند.

جرم پلوتو تنها 07/0 برابر جرم اجرام پراکنده در اطراف مدارش است در حالی که این رقم برای زمین 7/1 میلیون برابر است.

با این حساب اجرام زیادی در اطراف مدار پلوتو وجود دارند که به آن نیرو وارد می کنند و تا زمانی که پلوتو آن ها را جذب خود نسازد و به پرجرمی لازم نرسد همچنان یک کوتوله سیاره باقی خواهد ماند. این موضوع در مورد اریس هم صادق است.

گرچه پلوتو اکنون یک سیاره نیست اما در عوض یک کوتوله سیاره است و می تواند همچنان به عنوان یک موضوع تحقیقاتی جالب مطرح باشد. از سوی دیگر، ناسا اخیراً فضا پیمای افق های نو را برای ملاقات و کاوش پلوتو به فضا پرتاب کرده است.

افق های نو در سال 2015 به پلوتو خواهد رسید و اولین تصاویر را از سطح این سیاره ی کوتوله به زمین مخابره خواهد نمود و مشتاقان نجوم و فضا را از زیبایی های پلوتو شگفت زده خواهد کرد و خاطرات تلخ پلوتو فراموش خواهد شد.

 

منبع:آسمان پارس

سیاره نپتون

هشتمین سیاره نزدیک به خورشید و چهارمین غول گازی است. از لحاظ اندازه و ساختار شبیه به سیاره همسایه‌اش ، سیاره اورانوس ، می باشد. جو آبی رنگ و درخشان این سیاره بخاطر وجود گاز متان در آن است. شکلهای ابر مانند متعدی روی این سیاره وجود دارند که مهمترین آنها لکه سیاه بزرگ نام دارد. این لکه ، مجموعه طوفانی عظیمی به بزرگی کره زمین است. شکلهای ابر مانند نپتون ، توسط سریعترین بادهای منظومه شمسی با سرعتی معادل 2200 کیلومتر در ساعت (1370 مایل در ساعت) جابجا می‌شوند. زیر این ابرها ، جبه‌ای از یخ و گاز و هسته‌ای سنگی و کوچک قرار دارد.

سیاره نپتون

نگاه اجمالی

   نپتون هشتمین و آخرین سیاره‌ی شناخته شده در منظومه شمسی می‌باشد ، كه بعد از اورانوس قرار داشته و چهارمين سياره غول‌پيكر به حساب می‌آيد. این سياره به عنوان خدای دریا و همزاد اورانوس نامگذاری شده است.

   نپتون از لحاظ اندازه و ساختار شبیه به سیاره‌ی همسایه‌اش ، اورانوس ، می‌باشد. جو آن به خاطر وجود مقادير زيادی گاز متان ، آبیرنگ و درخشان است. شکل‌های ابر مانند متعدی روی اين سیاره وجود دارند ، که مهمترین آنها لکه سیاه بزرگ نام دارد؛ این لکه ، مجموعه طوفانی عظیمی به بزرگی کره زمین است.

   قطر نپتون در منطقه استوایی ۴۹،۵۲۸ کیلومتر (تقریبا ۴ برابر قطر زمین) است. این سیاره ۱۷ برابر سياره زمين وزن دارد ، اما چگالی آن از چگالی زمین کمتر است.

   نپتون ۱۳ قمر و چندین حلقه دارد. اين سياره در مداری بیضیشکل به دور خورشيد در گردش است. میانگین فاصله‌ی آن از خورشید حدود ۴،۴۹۵،۰۶۰،۰۰۰ کیلومتر می‌باشد. یک سال در این سیاره ، معادل ۱۶۵ سال زمینی است. نپتون علاوه بر گردش مداری ، دارای گردش وضعی - حول محور فرضی عمودی خود - نیز می‌باشد. زاویه‌ی انحراف محور این سیاره ۲۸ درجه است. یک دور گردش وضعی این سیاره ، در مدت زمان ۱۶ ساعت و ۷ دقیقه انجام می‌گیرد.

   سیاره نپتون ، در بین سال‌های ۱۷۹۰ تا ۱۸۴۰ ميلادی ، بر اثر اختلالاتی که در مدار اورانوس مشاهده گرديد ، كشف شد.

 

ویژگی‌ها

   سیاره نپتون را معمولا به رنگ آبی می‌شناسند؛ رنگ آبی سياره به اين دليل است که گاز متان موجود در جو ، رنگ سرخ را جذب کرده و آبی حاصل از طیف نوری خورشید را باز می‌تاباند.

   اين سياره از نظر ساختاری بسیار شبیه به سایر سیارات گازی - به خصوص اورانوس - است . تفاوتی که در ساختار سیاراتی مانند اورانوس و نپتون دیده می‌شود ، عدم حضور هیدروژن فلزی مایع است ، که در عوض آن به یک ساختار متراکم آب‌مانندی در اطراف هسته می‌رسیم. لایه‌ی بیرونی‌تر نپتون متشکل از هیدروژن ملکولی مایع و هلیوم مایع است.

   اتمسفر و جو نپتون آبی رنگ است و درصد بازتابش بالايی دارد ، که حاکی از وجود یک جو غلیظ است. بر طبق تحقیقات ، حضور مقادیری متان نیز در این سیاره تأیید شده است. به طور كلی ترکیبات جو این سیاره به مانند سایر سیارات غول‌پیکر گازی شامل ۸۰ تا ۸۵ درصد هیدروژن و ۱۵ تا ۱۹ درصد هلیوم می‌باشد.

   تقریبا ۱۶۵ سال طول می‌کشد تا نپتون یک بار به دور خورشید بگردد. بنابراین از زمان کشف آن (در سال ۱۸۶۴) تاکنون (سال ۲۰۱۱) تقريبا یک بار به دور خورشید گشته است.

   دوره تناوب چرخشی نپتون ۱۷ ساعت و ۵۰ دقیقه است. سرعت گریز از جاذبه‌ی آن نیز چیزی در حدود ۲۳ کیلومتر بر ثانیه می‌باشد. اين سياره دارای دو قمر بزرگ به نامهای نيراید و تریتون بوده و تعداد بسیار زیادی قمرکوچک دارد.

   پیش از این انتظار می‌رفت که نپتون از نظر جوی آرامتر از اورانوس باشد ، ولی وُیجر ۲ نشان داد که بادهای نپتون بسیار بسیار شدید هستند؛ سرعت این بادها به ۶۴۰ کیلومتر در ساعت می‌رسد.

 

مدار نامنظم نپتون

   دانشمندان تاکنون توانسته‌اند ۹ سیاره را به طور يقين در منظومه شمسی شناسایی کنند ، اما آیا سیاره‌های دیگری نیز در این منظومه وجود دارند؟ به نظر بعضی از ستاره‌شناسان ، بی‌نظمی‌هایی که در مدار نپتون مشاهده شده است ، ممکن است توسط سياره دهم - که جرم زیادی داشته و خارج از مدار پلوتون قرار دارد - ایجاد شده باشد؛ این سیاره‌ی فرضی سیاره ایکس (سدنا) نام گرفته است. مخالفین این فرضیه بر این عقیده‌اند که منظومه شمسی دارای ماده‌ی کافی برای تشکیل يک سیاره‌ی ديگر ، علاوه بر ۹ سیاره‌ی كشف شده ، نبوده و همچنین تشکیل این سیاره در چنین فاصله‌ای مطابق با عمر منظومه شمسی نیست. مدار گردش نپتون به دور خورشيد ، كوچكتر از مدار گردش پلوتون می‌باشد.

 

قمرها

   سياره نپتون ۱۳ قمر شناخته شده دارد. هشت قمر نزديكتر آن ، به ترتيب فاصله عبارتند از : نایاد ، تالاسا ، دسپوینا ، گالاتیا ، لاریسا ، پروتئوس ، تريتون و نيرايد. قمر تریتون (Triton) با قطری برابر ۲۷۰۵ کیلومتر ، بزرگترین قمر نپتون بوده ، كه در فاصله‌ی ۳۵۴،۷۶۰ کیلومتری سیاره قرار گرفته است. تريتون تنها قمر در منظومه شمسی است که برخلاف جهت حرکت سیاره‌ی مادرش در چرخش است. اين قمر مداری دایره‌ایشکل دارد و در مدت ۶ روز زمینی ، یک بار دور نپتون می‌چرخد. احتمالا تریتون زمانی دنباله‌دار بزرگی به دور خورشید بوده ، كه ناگهان گرفتار گرانش نپتون شده است.

 

قمرهای سياره نپتون

   دانشمندان مدارکی کشف کرده‌اند که ثابت می‌کند گدازه‌های آتشفشانی ، که در گذشته قمر تريتون فوران کرده‌اند ، ترکیبی از آب و آمونیاک بوده‌اند. این ترکیب امروزه به شکل یخ‌زده در سطح قمر وجود دارد. دمای سطحی این قمر ۲۳۵- درجه سانتیگراد است (در واقع سردترین مکانی است که در کل منظومه شمسی وجود دارد). تعدادی آتشفشان در سطح تریتون فعال باقی مانده و کریستال‌های یخ نیتروژن را تا ارتفاع ۱۰ کیلومتری سطح این قمر به بیرون پرتاب می‌کنند.

 

حلقه‌ها

   حلقه‌های نپتون در فاصله ۴۰۰۰۰ تا ۶۳۰۰۰ کیلومتری (۲۵۰۰۰ تا ۳۹۰۰۰ مایلی) نپتون گسترده شده‌اند. این حلقه‌ها بسیار تیره هستند. یکی از آنها عریض و سه حلقه‌ی دیگر باریک می‌باشند. نام حلقه‌های آدامز و لووریه از نام دو ستاره‌شناسی که وجود و موقعیت سیاره نپتون را پیش‌بینی کرده بودند ، گرفته شده است. نام حلقه‌ی گاله از نام ستاره‌شناس آلمانی ، یوهان گاله (۱۹۱۰-۱۸۱۲) - که نپتون را کشف نمود - گرفته شده است. کاوشگر فضایی وُیجر ۲ ، انبوهی از مواد حلقوی در حلقه آدامز کشف نمود که ستاره‌شناسان هنوز توضیحی برای وجود آنها نیافته‌اند.

   در مدتی کمتر از ۱۰۰ میلیون سال ، قمر تریتون وارد محدوده‌ی روش نپتون (کوتاهترین فاصله از یک جسم اصلی ، که در آن یک جسم تابع می‌تواند بدون آنکه توسط نیروهای جاذبه متلاشی شود ، دور بزند) خواهد شد. نیروهای کششی می‌توانند قمرهایی را که در این محدوده قرار دارند ، بسته به نوع مواد تشکیل‌دهنده ، متلاشی کنند. احتمال دارد تریتون به سنگریزه‌هایی تبدیل شده و حلقه‌ای زیبا به دور نپتون تشکیل دهد.

 

آیا احتمال برخورد بین سياره نپتون و سياره كوتولهپلوتون وجود دارد؟

   با توجه به اینکه مدار سياره كوتوله پلوتون بیضی کشیده‌ای است و در بعضی بازه‌های زمانی فاصله‌ی آن تا خورشید کمتر از فاصله نپتون تا خورشيد می‌شود ، این سوال مطرح می‌شود كه : «آيا احتمال برخورد نپتون با پلوتون وجود دارد؟»

   دانشمندان نشان داده‌اند که دوره‌ی مداری پلوتون با نپتون - بنا به دلایل گرانشی - دارای حالت رزونانس می‌باشد ، به طوری که در هر دو دور چرخیدن نپتون ، سیاره‌ی کوتوله پلوتون ۳ بار دور خورشید می‌چرخد؛ با اين حساب نپتون در هر جايی باشد ، پلوتون در فاصله‌ای دورتر و قابل محاسبه قرار می‌گیرد. محاسبات نشان می‌دهد كه فاصله‌ی اين دو جرم آسمانی هیچگاه کمتر از دو میلیارد کیلومتر نخواهد شد. علاوه بر این ، صفحه‌ی مداری پلوتون نیز با صفحه‌ی منظومه شمسی زاویه‌ی نسبتا زیادی می‌سازد و این پديده هم به عدم امکان برخورد دو جرم قوت بیشتری می‌بخشد.

 

منبع:بهترین ها برای بهترین ها

سیاره اورانوس

اورانوس هفتمین سیاره در منظومه شمسی است. فقط نپتون و پلوتو فاصله بیشتری با خورشید دارند. اورانوس دورترین سیاره ایست که می توان با چشم غیر مسلح آن را رویت نمود. میانگین فاصله این سیاره از خورشید ۲.۸۷۲.۴۶۰.۰۰۰ کیلومتر می باشد. این فاصله را با سرعت نور در مدت زمان ۲ ساعت و ۴۰ دقیقه می توان طی کرد. ( شعاع منظومه شمسی حدود ۵ ساعت و سی دقیقه نوری می باشداورانوس یک غول بزرگ متشکل از مواد گازی و مایع می باشد. قطر استوایی آن حدود ۵۱.۱۱۸ کیلومتر یعنی بیش از ۴ برابر قطر زمین است. سطح این سیاره پوشیده از ابرهای سبز-آبی، ساخته شده با کریستالهای ریز متان می باشد. کریستالها خارج از اتمسفر سیاره یخ زده اند. در اعماق این ابرهای قابل رویت، احتمالا ابرهای ضخیمی ساخته شده از آب مایع و کریستالهای یخ آمونیاک وجود دارند. در زیر این ابرها یعنی در عمق ۷۵۰۰ کیلومتری زیر ابرهای قابل رویت نیز، احتمال وجود اقیانوسی از آب مایع به همراه آمونیای حل شده می باشد. در مرکز این سیاره ممکن است هسته ای سنگی، تقریبا به اندازه زمین وجود داشته باشد. دانشمندان در خصوص وجود هر گونه زیستی در این سیاره تردید دارند. پس از دوران باستان، اورانوس نخستین سیاره ای بود که انسان موفق به کشف آن شد. ستاره شناس بریتانیایی، ویلیام هرشل (William Herschel)، در سال ۱۷۸۱ موفق به کشف آن گردید. بیشتر دانش ما در باره این سیاره پس از پرواز سفینه آمریکایی ویجر۲ (Voyager ۲) در ارتفاع ۸۰.۰۰۰ کیلومتری از ابرهای سطح این سیاره، در سال ۱۹۸۶، به دست آمد.مدار و گردش اورانوس در مداری بیضی شکل به دور خورشید در گردش است. هر دور کامل این سیاره در مدار، ۳۰.۶۸۵ روز زمینی معادل تقریبا ۸۴ سال زمینی به طول می انجامد. اورانوس علاوه بر گردش انتقالی، گردش وضعی نیز دارد. قسمت داخلی سیاره (هسته و اقیانوس) در مدت ۱۷ ساعت و ۱۴ دقیقه یک دور کامل حول محور طولی گردش می کنند. البته قسمت اتمسفر سیاره بسیار سریعتر می چرخد. سریعترین بادهای سطح اورانوس که در دو سوم از ناحیه استوا تا قطب جنوب اندازه گیری شده اند با سرعت ۷۲۰ کیلومتر در ساعت می وزند. بنابراین اتمسفر این منطقه در هر ۱۴ ساعت یکبار گردش وضعی کامل دارد. محور طولی فرضی این سیاره به حدی انحراف دارد که تقریبا به صفحه مداری چسبیده است. این انحراف زاویه در بیشتر سیارات متجاوز از ۳۰ درجه نیست. برای مثال زاویه انحراف محور طولی زمین ۵/۲۳ درجه می باشد. اما در مورد اورانوس این زاویه انحراف معادل ۹۸ درجه است. بسیاری از ستاره شناسان بر این باورند که برخورد جرمی تقریبا در ابعاد زمین با اورانوس، در اوایل دوران تشکیل سیاره، منجر به ایجاد چنین انحراف شدیدی شده است. جرم اورانوس ۵/۱۴ برابر جرم زمین و یک بیستم جرم بزرگترین سیاره منظومه شمسی یعنی مشتری می باشد. میانگین چگالی اورانوس ۲۷/۱ گرم در هر سانتیمتر مکعب است. این مقدار معادل ۲۵/۱ چگالی آب می باشد. نیروی گرانش این سیاره ۹۰ درصد نیروی گرانش زمین است. به این معنا که اگر جسمی در زمین ۱۰۰ گرم وزن داشته باشد در اورانوس ۹۰ گرم وزن خواهد داشت. جو این سیاره ترکیبی از ۸۳% هیدروژن، ۱۵% هلیوم، ۲% متان و مقدار کمی اتان و دیگر گازها می باشد. فشار اتمسفر در زیر لایه گازهای متان حدود ۱۳۰کیلوپاسکال، تقریبا ۳/۱ برابر فشار جوی سطح زمین است. ابرهای قابل مشاهده سطح اورانوس که به رنگ سبز-آبی ملایم می باشند همه سطح این سیاره را پوشانده اند. تصاویری از اورانوس که توسط ویجر ۲ تهیه شدند و به کمک رایانه ها پردازش شده اند، نوارهای خیلی کمرنگی را در میان ابرها و به موازات استوا نشان می دهند. این نوارها از تجمع مه که به دلیل نفوذ پرتوی خورشید به درون گازهای متان ایجاد می شود، ناشی می گردند. به علاوه تعدادی لکه کوچک بر سطح سیاره به چشم می خورد. این لکه ها احتمالا توده های به شدت در حال چرخش گاز هستند که تداعی کننده گردبادهای شدید زمین می باشند. دمای اتمسفر ۲۱۵- درجه سانتیگراد است. در درون سیاره این دما به سرعت افزایش می یابد و به ۲۳۰۰ درجه سانتیگراد در اقیانوس و ۷۰۰۰ درجه سانتیگراد در هسته سنگی می رسد. به نظر می آید که این سیاره بیشتر از دمایی که از خورشید دریافت می نماید، دفع حرارت می کند. از آنجائیکه زاویه انحراف اورانوس ۹۸ درجه است، در طی سال قطبهای این سیاره بیش از استوای آن در معرض نور خورشید قرار دارند. با اینحال سیستم آب و هوا، گرما را در سراسر این سیاره به یک میزان توزیع می کند.اطلاعاتفاصله متوسط از خورشید 87/2 میلیارد کیلومتر قطر استوا 51118 کیلومتر مدت حرکت وضعی 90/17 ساعت مدت حرکت انتقالی 01/84 سال زمینی سرعت مداری 81/6 کیلومتر در ساعت دمای ابرهای فوقانی 210- درجه سانتیگراد جرم(زمین =1) 53/14 چگالی متوسط (آب=1) 29/1 جاذبه سطحی (زمین=1) 79/0 تعداد قمر 15 ساختارلایهضخامت ترکیبات سازنده پوسته --- عمدتاً گازی های هیدروژن و هلیوم جبه 10000کیلومتر(6000مایل) مایع و یخ بسته،آمونیاک و متان هسته 8000کیلومتر(5000مایل) سنگ جامد مقایسهاورانوس سومی سیاره بزرگ منظومه شمسی بوده،بزرگی آن4 برابر زمین است. دوره تناوب مداری این سیاره 84 سال زمینی است و بعد از نپتون و پلوتون، طولانی ترین مدار را دارد.سیاره ای که به طرفین می چرخدمحور چرخش اورانوس حدود 98 درجه نسبت به صفحه مدار سیاره به دور خورشید انحراف دارد. بنابراین اورانوس بر خلاف سایر سیاره ها، روی محوری تقریباً افقی می چرخد. انحراف محور اورانوس تاثیر زیادی بر قطب های سیاره می گذارد و باعث می شود که هر قطب از دوره تناوبی مداری که 84 سال زمینی طول میکشد، 42 سال را در روشنایی و 42 سال دیگر را در تاریکی بگذراند. به هر حال، اورانوس به قدری از خورشید دور است که تناوب دما در قطبها در طول تابستان و زمستان فقط 2 درجه سانتیگراد(6/3فارنهایت) است.رصد اورانوس تحت شرایط بسیار عالی ، اورانوس را می‌توان با چشم غیر مسلح دید. هنگام مشاهده با تلسکوپ ، اورانوس بصورت حلقه کوچکی به رنگهای سبز و آبی دیده می‌شود. 15 قمر اورانوس تا کنون کشف شده‌اند که به موازات استوای سیاره و در جهت چرخش سایره ، به دور آن می‌چرخند. در اثر انحراف محور چرخش اورانوس ، صفحه استوای سیاره تقریباً عمود بر صفحه دایرة البروج است.به همین سبب ، گاهی اوقات مانند سالهای 1945 و 1987، اگر از زمین به اورانوس بنگریم فقط قطب آن دیده شده ، مدار قمرهای سیاره تقریباً بصورت صفحه‌ای کامل به نظر می‌رسد. بعضی اوقات نیز ، مانند سالهای 1966 و 2008 ، کناره مدار قمرهای اورانوس دیده شده ، چنین به نظر می‌رسد که قمرها در مسیری مستقیم عقب و جلو می‌روند.
 
منبع:راسخون

سیاره زحل جواهر منطومه شمسی

یک گلوله گازی غول‌پیکر است و چگالیش بسیار کم است ، به طوری که اگر روی آب بیفتد روی آب می ماند. یک روز کامل در کیوان برابر ۱۰ ساعت و ۳۹ دقیقه در زمین می‌باشد و بر خلاف آن یک سال آن برابر ۲۹٫۵ برابر سال زمینی می‌باشد.

از آنجایی که مدار استوایی کیوان تقریبآ همانند زمین در ۲۷ درجه می‌باشد ولی تغییرات زاویه سیاره نسبت به خورشید شبیه به زمین می‌باشد و در این سیاره نیزهمان چهار فصل مشاهده می‌شود. جرم سیاره کیوان همانندمشتری از گاز می‌باشد و بیشترین گازی که در جو آن سیاره موجود است هیدروژن می‌باشد و کمی هم هلیوم و متان.جرم حجمی سیاره کیوان از آب کمتر می‌باشد و از این بابت در نوع خود در میان دیگر سیارات سامانه خورشیدی یگانه می‌باشد.

به علت سرعت حرکت کیوان به دور خود درقطب‌های آن نوعی حالت تختی مشاهده می‌شود در آسمان شب زمین، کیوان به دلیل اندازه بزرگ , دارای جوی درخشان است. زیبایی آسمان کیوان به خاطر نوارهای روشن حلقه‌های اطراف آن و نیز به خاطره قمرهای زیادش است.
کیوان از جنبه‌های زیادی شبیه مشتری است، جز اینکه در اطراف آن چندین حلقه شگفت انگیز وجود دارد. جرم کیوان،صد برابر جرم زمین است.

قمرهای کیوان

به دلیل محدودیت‌های فناورانه تا سال ۲۰۰۰ میلادیدانشمندان معتقد بودند که کیوان تنها چهار ماهک (قمر) دارد اما بعدها آشکار شد که تعداد ماهک های کیوان می‌تواند از ۲۰ و حتی ۳۰ هم بیشتر باشد. ماهک‌های کیوان که بمانند خانواده آن می‌باشند هر ساله رو به افزایش است.

درسال 2000 ستاره شناسان دوازده ماهک کوچک کیوان راکشف کردند که این به طور موقت کیوان را از نظر شمار ماهک‌ها در جایگاه نخست قرار داد. اما یافته‌های تازه از سوی شپرد و همکارانش باعث شد تا مشتری در این مورد در رده‌ای جلوتر از کیوان باشد. البته ممکن است ماهک‌های بیشتری گرد کیوان در گردش باشند که فاصله زیاد کیوان از ما تشخیص آنها را برای دانشمندان مشکل می‌سازد.

۲۰ قمر تاکنون برای کیوان شناسایی شده‌اند، که ۱۳ قمر از زمین و هفت قمر دیگر به‌وسیله کاوشگرهای فضایی کشف شده‌اند. قمرهای کوچک کیوان به شکل سیب زمینی بوده و شکلهای نامنظمی دارند. احتمال می‌رود که قمرهای کوچک‌تر دیگری نیز کشف شوند. سطح بسیاری از قمرها پوشیده ازگودالهای شهاب سنگی است. در سطح میماس، یکی از قمرهای کوچک کیوان، گودالی بزرگی به نام هرشل وجود دارد که ۱۳۰ کیلومتر (۸۱ مایل) وسعت داشته و یک سوم این قمررا پوشانده است.

دانشمند هلندی،کریستین هوینکس (۹۵ – ۱۶۲۹)، در سال ۱۶۵۵ اولین قمر زحل را کشف کرد. تیتان از لحاظ بزرگی دومین ماهک و یکی از سه ماهکی است که در منظومه شمسی دارای جو هستند. احتمال می‌رود که قسمت اعظم آن از سنگ و بقیه ازیخ تشکیل شده باشد.

جوی که دائما سطح تیتان را پوشانده است، حاوی نیتروژن و سایر مواد شیمیایی است. تیتان به مانند ستاره‌ای کوچک از قدر ۸٫۳ گرد کیوان می‌گردد، تیتان را می‌توان به آسانی با یک اختربین(تلسکوب) کوچک ۴ اینچی رصد کرد. تیتان هر ۱۶ روز یک بار گرد کیوان می‌گردد و برای یافتن آن کافی استاختربین (تلسکوپ) را به سمت کیوان نشانه روید و در ۸٫۳ باشید.

فاصله ۲ دقیقه قوسی این سیاره به دنباله ستاره‌ای از قدر 8.3 باشید. اختر شناسان به تازگی قمر جدیدی از سیاره زحل را شناسایی کرده‌اند که بسیار کوچک است (حدودآ ۲ کیلومتر). در این صورت تعداد قمرهای زحل به ۲۱ قمر تغییر می‌کند.

حلقه‌های کیوان

حلقه‌ها یا کمربندهای کیوان در فاصله ۱۱۲۰۰ کیلومتری آن جای گرفته‌اند. حلقه‌های کیوان از تکه‌های یخ و همچنین تکه‌های سنگ و غبار تشکیل شده‌اند برخی به اندازه یک غبار ریز و برخی به اندازه یک خانه.

حلقه‌های کیوان پهن هستند ولی بسیار تخت و نازک. پهنای آن‌ها ۲۸۲ هزارکیلومتر است اما کلفتی آنها تنها یک کیلومتر است. بنابراین هنگامیکه از پهلو به کیوان بنگریم حلقه‌ها تیغه باریکی می‌شوند و دیده نمی‌شوند. مشتری و نپتون و اورانوس هم حلقه دارند اما حلقه کیوان از همه بهتر دیده می‌شود.

به باور دانشمندان دلیل درخشانتر بودن حلقه‌های کیوان تازه تر بودن و جوانتر بودن آن هاست. آن‌ها می‌انگارند که این حلقه‌ها در پی نزدیک شدن یک ماهک (قمر) به کیوان و فروپاشی آن ماهک در اثر گرانش کیوان پدید آمده اند. حلقه‌های کیوان به ترتیبی که کشف شده‌اند با حروف الفبا نامگذاری شده اند.

ای، بی، سی، دی، ای، اف و جی A B C D E F G در میان حلقه‌ها سه شکاف وجود دارد به نام‌های انکه Encke،کیلر Keeler و مکسولMaxwell. و یک بازه بزرگ به نام شکاف کاسینی. شکاف کاسینی ۴۷۰۰ کیلومتر پهنا دارد.
نخستین کسی که به حلقه رازآمیز پیرامون کیوان علاقمند شدو آن را کشف کرد گالیله بود. او در سال ۱۶۱۰ به این موضوع پی برد و در آغاز بر این باور بود که این حلقه ازجنس جامد می‌باشد. اما امروزه ثابت شده است که این حلقه از قطعات آب یخ زده تشکیل شده است که برخی از آنها در اندازه‌های یک خودروی معمولی می‌باشند. مجموعه گرانش(جاذبه) کیوان و گرانش ماهک های آن حالتی را پدید می‌آورند که این قطعات همواره بصورت حلقه‌های نازک بهدور این سیاره به نظر ثابت ایستاده اند.

شناسایی کیوان

فضاپیمای پایونیر 11 (Pioneer 11) برای نخستین بار در سال ۱۹۷۹ از این سیاره دیدن کرد و پس از آن در سالهای بعد ووییجر (Voyager) یک و سپس ووییجردو.

از جمله مواردی که فضاپیمای ووییجر دو در ماموریت خود توانست به آن دست پیدا کند اثبات وجود باد، میدان‌های مغناطیسی، شفق صبحگاهی و همچنین تندرو آذرخش در این سیاره زیبا می‌باشد. سرعت بادهایی که در قسمت استوایی این سیاره می‌وزد به ۵۰۰ کیلومتر بر ثانیه نیز می‌رسد.

شکاف کاسینی

در سال ۱۶۷۵ میلادی (1054 خورشیدی) جووانی دومینکو کاسینی، اخترشناس ایتالیایی، کشف کرد که حلقه کیوان از دو حلقه تشکیل یافته است و میان آن دو جدایی وجود دارد.

این جدایی شکاف کاسینی نامیده می‌شود و در اثر کشش گرانشی قمر غول پیکر تیتان بوجود آمده است. بررسی‌های واپسین نشان داده‌اند که در اطراف کیوان، بر روی هم چهار حلقه وجود دارد.درونی‌ترین آنها بسیار کم نور و تقریباً با بالای ابرها در تماس است. قطر حلقه نورانی بیرونی به ۱۴۰۰۰۰ کیلومتر می‌رسد.

بخشی از قمرهای زحل

جینوس – اپیمتئوس – میماس – انکلادوس – تتیس – دیون – رئا – تیتان – هیپیرون – پاپیتوس- فوبه

   منبع:آسمونی

 

سیاره مریخ-بهرام

سیاره بهرام یا مریخ (mars) چهارمین سیاره منظومه شمسی و  آخرین سیاره سنگی است که بر گرد خورشید می چرخد. در طول تاریخ بشر همواره این سیاره در کانون توجهات نجومی بوده است. برای مثال بابلیان قدیم حرکات این نور قرمزسرگردان آسمان شب را دنبال کردند و نام nargel  یا  نام خدای جنگ را برآن گذاشتند.در همان زمان رومی ها بخاطر گرامیداشت خدای جنگشان اسم کنونی آنرا انتخاب کردند. یونانی ها نیز این سیاره را آرسکه بیانگر خدای جنگ آنان است می نامیدند. این سیاره نزد کسانی که به آسمان می نگریستند مظهر جنگ و خون بود. این سیاره همسایه بعدی زمین است که گاهی به ما نزدیک می شود و به حدود ۵۸ میلیون کیلومتری ما می رسد و گاهی در آن سوی خورشید به فاصله ۴۰۳ میلیون کیلومتری از ما قرار می گیرد. از جهاتی هم شبیه زمین است و یک شبانه روز آن حدود۲۴   ساعت و۴۳  دقیقه  طول می کشد.اگر هرشب در یک ساعت خاص مریخ را رصد کنید حدود ۳۳ شب وقت لازم است تا بتوانید کل سیاره را رصد کنید. محور گردش آن نسبت به خط عمود حدود 24 درجه است. هر یک سال آن معادل 2 سال (687 روز) زمینی است و قطر آن حدود 6794 کیلومتر است (جالب است بدانید مساحت مریخ با مساحت خشکیهای زمین تقریبا برابر است.) به علت دوری از خورشید حداقل دمای آن به 100 درجه زیر صفر و حداکثر آن به 27 درجه سانتیگراد می رسد

این سیاره در یک مدار بیضی شکل و با سرعتی حدود 1/24 کیلومتر در ثانیه  به دور خورشید می چرخد که اوج یا دورترین فاصله آن از خورشید  2۵۸ میلیون کیلومتر و در حضیض یانزدیکترین فاصله ۲۰۸ میلیون کیلومتر از خورشید فاصله می گیرد. ولی به طور متوسط 228 میلیون کیلومتر از خورشید فاصله دارد. 

بهرام، سیاره سرخ‌فام سامانه ی خورشیدی، یک دوم زمین قطر دارد و مساحت سطح آن برابر با مساحت خشکی‌های روی زمین است. همانند زمین، یخ‌های قطبی، دره‌های گود، کوه، غبار، توفان و فصل دارد. در دشت‌های آن مانند ماه، گودال‌هایی برآمده از برخورد سنگ‌های آسمانی دیده می‌شود. با وجود اندازه کوچکش، بلندترین قلهٔ سامانهٔ خورشیدی یعنی کوه المپوس و بزرگ‌ترین دره سامانهٔ خورشیدی در این سیاره پیدا شده‌است.

روزهای بهرام ۲۴ ساعت و ۳۷ دقیقه درازا دارند. از آن‌جا که محور سیارهٔ بهرام همانند زمین ۲۴ درجه کج است در این سیاره نیز فصل‌های سال وجود دارند. اما هر سال بهرامی کمابیش دو برابر سال زمینی یعنی ۶۷۸ روز به‌درازا می‌کشد. 

همچنین بهرام از زمین کم چگال تر است، به گونه ای که حجمی برابر ۱۵٪ و جرمی برابر ۱۱٪ زمین دارد. مساحت سطح آن تنها اندکی کم تر از مجموع سطوح خشکی‌های زمین است. بهرام در برابر عطارد بزرگتر و دارای جرم بیشتر و در نتیجه چگال تر است. همین زمینه سبب شده‌است نیروی گرانش بیشتری در سطح بهرام وجود داشته باشد.

خاک موجو در بهرام یا مریخ (MARS)

ویرایش

 

 

 

 

در ژوئن ۲۰۰۸، داده های به دست آمده به دست کاوشگر فینیکس ثابت کرد که خاک بهرام دارای اندکی ویژگی بازی (قلیایی) و همچنین دربرگیرنده ی موادی مانند منیزیم، سدیم، پتاسیم و کلر، که وجود همه آنها برای زیست و رویش موجودات زنده ضروری است، می‌باشد. پژوهشگران خاک به دست آمده از بخشی نزدیک قطب شمال بهرام را با کمی خاک باغچه زمینی هم سنجی کردند و به این نتیجه رسیدند که خاک بهرام برای رشد گیاهانی چون مارچوبه (آسپاراگوس) مناسب است.در آگوست ۲۰۰۸، کاوشگر فینیکس با انجام آزمایش‌های ساده شیمیایی، مثل آمیختن آب زمین با خاک بهرام، با هدف آشکارساختن pH خاک بهرام، نشانه‌هایی از نمک پرکلرات پیدا کرد، که این موضوع نئوری دانشمندان بسیاری را که ادعا کرده بودند خاک بهرام به طور چشمگیری دارای ویژگی بازی است، تایید می‌کرد. pH خاک بهرام ۸٫۳ اندازه گیری شد.نتایج حاصل از نمونه‌گیری و آزمایش خاک سطح مریخ، که از جمله با کمک اشعه ایکس، توسط کاوشگر کنجکاویانجام گرفت، نشان می‌دهد که سطح مریخ بافتی بازالتی دارد که نوعی سنگ آتش‌فشانی، مشابه شن‌های سواحل هاوایی است. 

 

جو سیاره بهرام یا مریخ

 

 

 

جوّ زمین شامل 78 درصد نیتروژن و ۲۱ درصد اکسیژن و ارگون 0/9 درصد و کربن دی اکسید 0/03 درصد و بخار اب و ذرات معلق 0/07 درصد است. درحالی که در جو مریخ ۹۵ درصد دی اکسید کربن، ۳٪ نیتروژن، ۱٫۶٪ آرگون و فقط مقدار ناچیز اکسیژن و آب وجود دارد. جو سیاره سرخ بسیار رقیق است، به طوری که فشار جوی سطح آن، معادل یک صدم فشار جو زمین در سطح دریاست. علاوه بر این جو مریخ محافظ خوبی در برابر تابش‌های مرگبار فضایی نیست.

 

طوفانهای غباری در مریخ یا بهرام

 

 

 

 

 این طوفانها در هرزمانی می توانند رخ دهند اما در زمانی که مریخ در حضیض مداری باشد وگرمای خورشید موجب وقوع بادهای سریع السیرسطحی می شود بیشتر رخ می دهند. این طوفانها می توانند مقطعی بوده ویا کل سیاره را دربربگیرند وموجب ناپدید شدن عوارض سطحی سیاره از دید زمینیان شوند.گفتنی است برای مشاهده عوارض سطحی سیاره مناسب است که از فیلترهای ویژه رصد مریخ استفاده نمود.

زمین یا ارض

سومین سیاره منظومه شمسی.کره ای خاکی که بدلیل فاصله مناسب با خورشید و با داشتن جو مناسب وآب پذیرای حیات می باشد.زمین یک قمر طبیعی به نام ماه وهزاران قمر  یا ماهواره مصنوعی دارد .

زمین، سیاره مادر ما، تنها سیاره ای در منظومه شمسی است که حیات در آن دیده می شود. هر آنچه برای زنده ماندن و ادامه حیات به آن نیاز داریم، در زیر پوشش نازکی از جو، که ما را از محیط غیرقابل حیات بیرون جدا می کند، وجود دارد. زمین از ساختار فعّال و پیچیده ای تشکیل شده است که هنوز هم با دانش قرن بیست و یکم چندان پیش بینی شدنی نیستند. مجموعه هوا، آب، خاک و حیات، شامل انسان ها، دنیای در حال تغییری را ساخته اند که می کوشیم آن را بشناسیم.

دیدن زمین، از نقطه ای در فضا، کمک می کند که همه این سیاره را یک جا ببینیم. دانشمندان در سراسر دنیا، با در میان گذاشتن اطلاعات با یکدیگر، به اکتشافات بسیاری درباره زمین رسیده اند.

برخی از حقایق، کاملاً شناخته شده اند. برای مثال، زمین سوّمین سیاره از خورشید و پنجمین سیاره بزرگ منظومه شمسی است. قطر زمین فقط چند صد کیلومتر از زهره بیشتر است. به علّت انحراف محور چرخش زمین به دور خود (٥/٢٣ درجه نسبت به حالت عمود بر صفحه مداری زمین یا صفحه منظومه شمسی) ، در آن چهار فصل به وجود آمده است. اقیانوس ها با عمقی حداقل ٤ کیلومتر، ٧٠ درصد این سیاره را پوشانده اند. آب فقط دربازه کوچکی از دما (٠ تا ١٠٠ درجه سانتی گراد) به شکل مایع وجود دارد. این بازه دمایی، به خصوص در زمانی که با بازه های دمایی در منظومه شمسی مقایسه می شود، بسیار کوچک به نظر می آید. بخش عمده ای از آب و هوای زمین به وجود و توزیع بخار آب در جو وابسته است.

ناهید

ناهید (هم چنین زهُره) به ترتیب فاصله از خورشید، دومین سیاره سامانه خورشیدی است که میان زمین و تیر (عطارد) قرار گرفته‌است. این سیاره نزدیک‌ترین سیاره به زمین می‌باشد و بعد از ماه، درخشان‌ترین جرم آسمانی طبیعی است که به هنگام شب از زمین رویت می‌شود. ناهید داغ‌ترین سیاره در سامانه خورشیدی است. جو ضخیم و غلیظ آن موجب می‌شود که دیدن سطح آن از طریق رصد، دشوار باشد.

این سیاره در فارسی بیدخت و بیلفت نیز نامیده می‌شد.^[۱] و واژه بیدُخت در شکل کهن‌تر خود بَغدخت و به معنای «دختر خدا» بوده‌است.^[۲]

سیاره ناهید بدون ماه است و از بسیاری دیدگاه‌ها چون اندازه، جرم، گرانش و ترکیبات ساختاری به زمین همانندی دارد و به همین شَوَند به آن برنام خواهرِ زمین را داده‌اند. یکی از شوندهای این نام گذاری این است که دانشمندان می‌گویند در چند میلیون سال پیش سیاره ناهید بسیار همانند زمین بوده و دارای شرایط زندگی بوده است^{[نیازمند منبع]} اما به شوند نزدیک شدن به خورشید شرایط زندگی در آن از بین رفت. چنان که قطر آن در حدود ۱۲٫۱۰۴ کیلومتر است، در سنجش با زمین که قطرش ۱۲٫۷۵۶ کیلومتر است. جرم ناهید حدوداً ۸۱ درصد جرم زمین و چگالی آن، نزدیک به ۹۵ درصد چگالی زمین است. با این حال ناهید در سنجش با بیشتر سیارات سامانه خورشیدی از جمله زمین، کروی‌تر است و به شوند چرخش آهسته به دور مدارش، پدیده تورفتگی یا مسطح شدن قطبها و بادکردگی یا تورم نواحی استوایی در آن، کمتر از دیگر سیارات رخ می‌دهد.

این سیاره را جزء سیاره‌های زمین‌سان و فشرده طبقه‌بندی کرده‌اند که دارای آتشفشان‌های فعال، «ناهیدلرزه» و کوهواره‌است. ناهید در مداری تقریباً دایره‌وار به فاصله میانگین ۱۰۸ میلیون کیلومتر از خورشید، به دور آن می‌گردد. هنگامی که در نزدیکترین وضعیت نسبت به زمین قرار می‌گیرد، فاصله آن با زمین ۴۲ میلیون کیلومتر می‌شود و در دورترین حالت ۲۵۷ میلیون کیلومتر با آن فاصله دارد.

تیر-عطارد

       
اولین،کوچکترین ونزدیکترین سیاره به خورشید سیاره تیر یا عطارد(عربی) است.از میان 5 سیاره قابل مشاهده با چشم غیر مسلح مشاهده آن بدلیل نزدیکی به خورشید وتحت تاثیر قرار گرفتن نور آن بسیار مشکل است.فاصله زاویه ای میان تیر وخورشید در بیشترین مقدار تنها به ۳/۲۸درجه می رسد.بهمین دلیل مشاهده آن با چشم غیرمسلح فقط به دقایق نخستین غروب خورشید ویا دقایقی پیش از طلوع خورشید منحصر می گردد.

این سیاره در شرایط مساعد با چشم غیر مسلح بصورت ستاره ای پرنور در افق که بدلیل کوچکی ونزدیکی به افق چشمک زن  است ٬مشاهده می شود(قدر ظاهری بین ۲- تا۵/۵ ).در یک تلسکوپ متوسط بصورت قرصی سفید رنگ کوچک وبا تلسکوپهای قوی بهمراه بعضی علائم سطحی با رنگ خاکستری مشاهده می شود.در مجموع بدلیل کوچکی(حتی کوچکتر از دو قمر منظومه شمسی با نامهای تیتان و گانیمید) ودوری ،اطلاعاتی که از آن بکمک تلسکوپهای زمینی بدست آمده ناچیز است.
یونانیان باستان آنرا با دو اسم می شناختند٬ زمانیکه در هنگام غروب دیده می شد آنرا هرمس HERMES و زمانیکه صبحگاه دیده می شد آپولو می نامیدند.تیر روی یک مدار کاملا" بیضی شکل حول خورشید می چرخد.خروج از مرکز مدار آن ۲۰۶/۰ از تمام سیارات منظومه شمسی بیشتر است .کوتاهترین فاصله آن (حضیض)باخورشید 46001272کیلومتر و بیشترین فاصله (اوج)به 69817079 کیلومتر می رسد.
  پوشیده از حفره هایی همانند ماه است .  هسته ی آهنی عظیم آن موجب شده تا از هر سیاره ی
 
  دیگری در منظومه شمسی  به جز زمین دارای چگالی بیشتری باشد . هر چهار سیاره ی
 
  خاکی دارای مقادیر زیادی آهن و سیلیکون و دی گر عناصر سنگین می باشد. 
 
 اگر انسان جرات بكند كه بر سطح عطارد قدم بگذارد مانند اين است كه روي استخوان هاي
 پوسيده ي يك دنياي مرده راه مي رود . در عطارد هوايي وجود ندارد و سطح آن خشك است.
 سطح عطارد به هنگام روز در زير اشعه خورشيد سرخ مي شود در حالي كه شب هنگام
 عطارد از سرد ترين نقاط روي زمين نيز سرد تر است .
 
 
 

منظومه خورشیدی

سامانهٔ خورشيدی از انفجار یک ابرنواختر و فروریزش یک ابر چرخان پدید آمد و در دوران رنسانس(نوزایی) و با مشاهدات افرادی از جمله گالیلئو گالیله کشف‌شد. این سامانه در بازوی شکارچی، کهکشان راه شیری واقع‌شده و ۲۵٬۰۰۰ سال نوری از مرکز کهکشانی و کنارهٔ کهکشان فاصله دارد. خورشید بیش از ۹۹٫۸ درصد جرم سامانهٔ خورشيدی را شامل می‌شود و سرچشمۀ انرژی بسیار از جمله انرژی گرما و نور است. این ستاره یک ستارهٔ نوع جی رشته اصلی و عضوی از تودۀ ستارگان نخستین است. مانایی سامانهٔ خورشيدی به مانایی خورشید وابسته است و اگر خورشید نابود شود، سامانهٔ خورشيدی نیز نابود می‌شود.

 

 

 

نجوم چیست

ستاره شناسی ، علمی است که با مشاهده و توضیح وقایعی که در خارج از زمین و جو آن رخ می‌دهد سر و کار دارد. این علم منشا پیدایش و خواص فیزیکی و شیمیائی اشیائی که قابل مشاهده در آسمان بوده (و خارج زمین قرار دارند) و همینطور فرآیندهای منتجه از آنها را مطالعه می‌کند. در طی قسمتی از قرن بیستم ، ستاره شناسی به سه شاخه تقسیم شده بود: محاسبات نجومی ، مکانیک آسمانی و فیزیک نجومی. حالات برجسته متداول فیزیک نجومی در نامگذاری گروههای آموزشی دانشگاهی و موسسات درگیر با تحقیقات نجومی متجلی می‌شود:

قدیمیترین آنها بدون هیچ تغییری ، گروهها و موسسات ستاره شناسی می‌باشند، جدیدترین آنها به نگه داشتن فیزیک نجومی در نامشان تمایل دارند، برخی اوقات کلمه ستاره شناسی را برای تأکید بر طبیعت تحقیقاتشان ، در نامشان قرار نمی‌دهند. به علاوه ، تحقیقات فیزیک نجومی ، مخصوصا در فیزیک نجومی نظری ، را افرادی که پس زمینه فیزیک و ریاضی دارند می‌توانند انجام دهند.

ستاره شناسی از معدود علومی است که آماتورها هنوز در آن نقش فعالی دارند، خصوصا در کشف و مشاهده حوادث زودگذر. ستاره شناسی نباید با طالع بینی ، شبه علمی که با پیگرد مسیر اجرام آسمانی ، مبادرت به پیشگویی سرنوشت افراد می‌نماید اشتباه شود. این دو اگر چه در ریشه مشترکند، اما کاملا متفاوتند؛ ستاره شناسان روش علمی را پذیرفته‌اند، در حالیکه طالع بینها اینطور نیستند.

تقسیمات ستاره شناسی

ستاره شناسی به چند شاخه تقسیم می‌گردد. اولین تقسیم بندی بین ستاره شناسی نظری و ستاره شناسی شهودی می‌باشد. مشاهده گرها روشهای مختلفی را برای جمع آوری اطلاعات درباره حوادث بکار می‌برند، اطلاعاتی که بعدا توسط نظریه پردازان برای ایجاد تئوریها و مدلهایی ، برای شرح مشاهدات و پیش بینی حوادث جدید بکار می‌رود. حوزه‌های مطالعه همچنین به دو طریق دیگر تقسیم بندی می‌شوند: موضوعی ، که معمولا به منطقه فضا (مثلا ستاره شناسی کهکشانی) یا مسائل اشاره شده (مانند تشکیل ستاره یا کیهان شناسی) بستگی دارد؛ یا به روش مورد استفاده برای گرد آوری اطلاعات (بطور مبنائی ، چه ناحیه‌ای از طیف الکترومغناطیس استفاده می‌شود). در حالیکه تقسیم بندی اولیه به هر دوی مشاهده گر و نظریه پرداز مربوط می‌شود، دومی مربوط به مشاهده گرهاست(نه کاملا) ، چون نظریه پردازها سعی می‌کنند از اطلاعات موجود در تمامی طول موجها استفاده کنند و مشاهده گرها اغلب بیش از یک منطقه از طیف را مشاهده می‌کنند.