ستاره دنباله‌دار

دنباله‌دار جسم کوچکی در منظومه شمسی است که معمولاً از غبار و یخ تشکیل شده و با نزدیک شدن به خورشید ذرات سطحی آن تبخیر شده و مانند دنباله به نظر میرسد.

نام

عنوان «ستاره دنباله‌دار» که بسیار رایج است از نظر علمی دقیق نیست (چون ستاره‌ها دنباله ندارند.) در متن‌های فارسی گاه واژه‌های «گیسودار» و «گیسودراز» و «ذوذنب» (از عربی، به معنای «دم‌دار») برای دنباله‌دار بکار رفته‌است.[۱]
سیاره برجیس (مشتری) نیز یکی از گیسودارها به شمار می‌آمده و نام آن نیز عربی‌شدهٔ پرگیس فارسی است که احتمالاً پُرگیس (پرمو) معنی می‌داده‌است.[۲]
برخی از دنباله‌دارها به یادبود کاشف آن نامگذاری می‌شود. مثلاً دنباله‌دار اوترما (Comet oterma) یا دیگر همکارانش دنباله‌دار ایکیا سکی (Comet Ikya - Seki) (ایکیا و سکی) که همنام کاشفان خود هستند.
برخی از دنباله‌دارها بر اساس سال کشفشان نامگذاری شده‌اند. مثلاً ۱۹۷۱آ اولین دنباله‌داری بود که در سال ۱۹۷۱ میلادی کشف شد و همینطور ۱۹۷۱ب دنباله‌دار کشف شده بعدی در آن سال بود و غیره.
پس از آنکه مدار دنباله‌دار محاسبه شود، شماره‌گذاری بر اساس عبور از نقطه قرین خورشیدی انجام می‌گردد. مثلاً ستاره دنباله‌دار 1971I اولین دنباله‌داری بود که در سال ۱۹۷۱ میلادی از نقطه قرین خورشید گذشت.

انواع دنباله‌ها

در هر دنباله‌دار دو نوع دنباله وجود دارد: دنباله غبار و دنباله گاز یونیزه. دنباله غباری از ذراتی به بزرگی ذرات موجود در دود تشکیل شده است. این نوع دم هنگامی تشکیل می‌شود که باد خورشیدی مقداری ماده از کُما جدا می‌کند. چون این ذرات بسیار کوچکند با کوچک‌ترین نیرویی جابجا می‌شوند، در نتیجه این دنباله‌ها معمولاً پخش و خمیده‌اند.
دنباله‌های گازی وقتی تشکیل می‌شوند که نور خورشید مقداری از مواد کما را یونیده می‌کند و سپس باد خورشیدی این مواد یونیده را از کما دور می‌کند.
دنباله‌های یونی معمولاً کشیده‌تر و باریکترند. هر دوی این دنباله ها ممکن است تا میلیون‌ها کیلومتر در فضا پراکنده شوند. وقتی که دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود دم و کما از بین می‌روند و فقط مواد سرد و سخت درون هسته باقی می‌مانند. تحقیقات راجع به ستاره دنباله‌دار هیل-باب وجود نوعی دم را نشان داد که شبیه دنباله‌های تشکیل شده از غبار بود، ولی از سدیم خنثی تشکیل شده بود. (همانطور که گفتیم مواد موجود در هسته نوع کما و دنباله را تعیین می‌کنند).

منشأ دنباله‌دارها

دنباله‌دارها در دو جا بطور بارز یافت می‌شوند: کمر بند کوییپر و ابر اورت. دنباله‌دارهای کوتاه مدت معمولاً از ناحیه‌ای به نام کمربند کوییپر می‌آیند. این کمربند فراتر از مدار نپتون قرار گرفته است. اولین جرم متعلق به کمربند کوییپر در سال 1922 کشف شد. این اجسام معمولاً کوچک هستند و اندازه آنها از 10 تا 100 کیلومتر تغییر می‌کند. طبق رصدهای هابل حدود 200میلیون دنباله‌دار در این ناحیه وجود دارد که گمان می‌رود از ابتدای تشکیل منظومه شمسی بدون تغییر مانده‌اند.
دنباله‌دارهای با تناوب طولانی مدت از ناحیه‌ای کروی متشکل از اجرام یخ زده به نام ابر اورت سرچشمه می‌گیرند. این اجرام در دورترین قسمت منظومه شمسی قرار دارند و از آمونیاک منجمد، متان، سیانوژن، یخ آب و صخره تشکیل شده‌اند. معمولاً یک اختلال گرانشی باعث راه یافتن آنها به داخل منظومه شمسی می‌شود.

مشخصات فیزیکی

یک دنباله‌دار در مراحل اولیه ظهور خود به تکه‌ای ابر نورانی شبیه است، ولی هر چه در مسیر خود به خورشید نزدیکتر می‌شود، روشنایی آن نیز زیادتر می‌شود. دنباله اکثر آنها به حدی شفاف است که می‌توان نور ستارگان را از میان آن دید.

رأس دنباله‌دار

زمانی که یک دنباله‌دار پیدا می‌شود، در نخستین مرحله مانند نقطه‌ای کوچک از نور به چشم ما می‌آید، هرچند ممکن است که قطر واقعی آن هزاران کیلومتر باشد. این نقطه نور را راس یا هسته ستاره دنباله‌دار می‌گویند، که به نظر دانشمندان گروه بزرگی از اجسام خرد و سفت است که با گازهایی ترکیب یافته است.

دم ستاره دنباله‌دار

همچنان که ستاره دنباله‌دار به خورشید نزدیک می‌شود، معمولاً دمی به دنبال آن کشیده می‌شود. این دم از گازهای بسیار رقیق و ذرات خردی درست شده است که از درون هسته ستاره دنباله‌دار تحت تأثیر خورشید بیرون می‌جهند. دمهای ستارگان دنباله‌دار از نظر شکل و اندازه گوناگون هستند، برخی کوتاه و ریشه مانند و برخی کشیده و باریک. معمولاً طول آنها به نه میلیون کیلومتر می‌رسد و گاهی هم البته ممکن است به 160 میلیون کیلومتر برسد. بعضی از ستارگان دنباله‌دار هم اصلاً دم ندارند.

گیسوی ستاره دنباله‌دار

گرداگرد هسته، یک چیز دیگر هم هست به نام گیسو. گیسو ماده‌ای ابر مانند و تابنده است که گاهی قطرش به 240000 کیلومتر و بیشتر می‌رسد.

ماده ستاره دنباله‌دار

احتمالاً دنباله‌دارها از گاز و سنگریزه تشکیل یافته‌اند که همه این مواد بصورت گلوله یخی درآمده‌اند. با نزدیک شدن آن به خورشید دما بالا می‌رود و گاز و غبار بصورت دنباله جریان می‌یابند و سرانجام با دور شدن از خورشید سر دنباله‌دار دوباره یخ می‌زند.

حرکت ظاهری ستاره دنباله‌دار

وقتی ستاره دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود، نخست دمش پیشاپیش می‌رود و سپس سر آن. علت این امر آن است که فشار نور خورشید اجزای کوچکی از هسته ستاره را بیرون می‌راند و این خود باعث تشکیل دم در پیشاپیش راس آن می‌شود. در نتیجه هنگامی که ستاره دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود، دم آن می‌بایست جلوجلو برود و در اثنای دور شدن از خورشید ستاره دنباله‌دار کم کم از سرعت خود می‌کاهد و از انظار ناپدید می‌شود. ستارگان دنباله‌دار ممکن است سالها از برابر چشم ما مخفی بمانند، ولی بیشتر آنها بالاخره به چشم ما خواهند آمد. آنها به گرد خورشید پیوسته در حرکت هستند، ولی برای یک دور گردش به دور خورشید ممکن است زمان زیادی در راه باشند.

مدار ستاره دنباله‌دار

بیشتر دنباله‌دار در مدار بسته‌ای در حال حرکتند، یعنی بر روی مداری حرکت می‌کنند که ابتدا و انتهایش بر هم منطبق می‌باشد. این دنباله‌دارها (مانند ستاره دنباله‌دار هالی) بعد از یک پریود به نزدیکی زمین آمده و دوباره مشاهده شده‌اند.
مدارهای دنباله‌دار های دیگر سهمی یا هذلولی است و به احتمال زیاد اینها فقط یکبار در نزدیکی زمین ظاهر و روئیت گردیده و دور می‌زنند و سپس می‌روند و دیگر به نزدیکی زمین برنمی‌گردند.
به علت تأثیرات گرانشی، دنباله‌دارها در حضیض سریعتر حرکت می‌کنند تا در اوج. دنباله‌دارها از مدت چرخششان یه دور خورشید طبقه بندی می‌شوند: دنباله‌‌دارها با مدت تناوب کوتاه و متوسط (مانند هالی با دوره تناوب 76 سال) بیشتر در بین خورشید و پلوتون به سر می‌برند

تغییر مدار دنباله‌دار

دنباله‌دارهای جدید از دورترین بخش‌های منظومه شمسی می‌آیند و بیشترشان فقط در مدت چند ماه خورشید را دور می‌زنند و سپس برمی‌گردند و گردش خود را در ورای پلوتو به انجام می‌رسانند. گردش آنها در مدارهایی بسیار پهن است و چندین هزار سال طول می‌کشد. برخلاف سیاره‌ها، دنباله‌دارها می‌توانند مدارخود را با مدارهای کاملاً جدید عوض کنند. آنها اجسامی با ثبات نیستند و هر گاه به سیاره‌ای بزرگ مانند مشتری بسیار نزدیک شوند، کشش گرانشی آن، مدار دنباله را عوض می‌کند. این حادثه برای دنباله‌دار هالی اتفاق افتاده و از این رو تکرار بازگشت آن بیشتر شده است.

مرگ دنباله‌دار

با نزدیک شدن دنباله‌دار به خورشید دنباله‌اش بزرگ‌تر می‌شود. دنباله همواره در جهت مخالف خورشید قرار می‌گیرد. فشار نور و حمله بادهای خورشیدی دنباله را به طرف مقابل می‌راند. هر موقع که دنباله از کنار خورشید می‌گذرد، از ماده‌اش کاسته می‌شود، یعنی اینکه ستاره دنباله‌دار با هر بار عبور از نقطه قرین خورشیدی مقداری از مواد خود را در اثر گرمای خورشید و نیروهای جذر و مدی از دست می‌دهد تا بالاخره ستاره دنباله‌دار از بین می‌رود، که برخی از ستاره‌های دنباله‌دار با دوره تناوب کوتاه به چندین تکه تقسیم شده و یا حتی از هم پاشید.

منابع

↑ طوسی، نصیرالدین (شارح)، شرح ثمره بطلمیوس، تهران: مرکز نشر آثار مکتوب، ۱۳۷۸. ص. بیست و شش.
↑ طوسی، نصیرالدین (شارح)، شرح ثمره بطلمیوس، تهران: مرکز نشر آثار مکتوب، ۱۳۷۸. ص. بیست و شش.
‎

آسمان‌تان چطور بود؟

راهنمای تعیین حد قدر در شب‌های رصدی
آیرین شیوایی

از یک شب رصدی بازگشته اید؛ برای دوست منجمتان از رصد و جایی که رفته بودید، صحبت می کنید؛ پیش از هر چیز او از شما می پرسد: "آسمانش چه طور بود؟" پاسخ شما چیست؟
- خوب بود
- بد نبود، از تهران بهتر بود!
- عالی! نمی دونی چه آسمونی بود!!
....

اما این پاسخ ها چه قدر برای دوست‌تان قانع کننده هستند؟ آیا او با شنیدن این پاسخ‌ها متوجه وضعیت آسمان آن محل می‌شود؟
یکی از روش‌های سنجش تاریکی آسمان شب، سنجش "حد قدر" آسمان است. حد قدر آسمان نشان می‌دهد کم نورترین ستاره‌ای که در آن آسمان می‌توانید با چشمان برهنه ببینید، از چه قدری است. به این ترتیب آسمانی با حد قدر 6.5، آسمانی بسیار مناسب و آرمانی است و آسمان شهرهای بزرگی مانند تهران حد قدری حدود 3.5 تا 4.5 دارند.
یکی از روش‌های سنجش حد قدر آسمان، که بیشتر مورد استفاده منجمان آماتور است، شمردن تعداد ستاره‌های قابل مشاهده با چشمان برهنه در مناطق مشخصی از آسمان است. شما مناطق مشخص شده را در آسمان می‌یابید و ستاره‌هایی را که می‌توانید در آن منطقه ببینید، می‌شمارید. سپس با مراجعه به جدول‌های مربوط، از روی تعداد ستاره‌ها می‌توانید حد قدر آسمان‌تان را تخمین بزنید.
این نقشه‌ها و جدول‌های مربوط به آنها را، که تمام آسمان را پوشش می‌دهند، می‌توانید در اینجا بیابید:

http://obs.nineplanets.org/lm/rjm.html

چگونه از ماه عکاسی کنیم؟

برگردان از نگار نامور

Astrophotography for the Amateur ترجمه از کتاب

ماه از جهت های گوناگون آسان ترین جرم آسمانی برای عکاسی است . سطح ماه دارای جزئیات بسیار زیادی است که شما می توانید از آنها عکس بگیرید .عکاس و عکاسی از ماه همیشه برای ما هیجان انگیز بوده است .
در این مقاله به شما خواهیم گفت که چطور با استفاده از وسایلی ساده از ماه عکسهای زیبایی تهیه کنید .

لنز و سایز عکس
برای عکاسی از ماه شما به یک لنز تله و یا یک تلسکوپ نیازمندید . لنزهای معمولی دوربینهای شخصی، نمی توانند به خودی خود تصویر بزرگی از ماه به دست آورند و جرئیات ماه در این عکس ها قابل مشاهده نیست .
اندازه ی تصویر ماه روی فیلم به فاصله ی کانونی لنز بستگی دارد و از فرمول روبه رو به دست می آید :
اندازه ی عکس روی فیلم = 110÷ فاصله ی کانونی لنز
برای یک نتیجه ی تقریبی می توان اندازه ی تصویر ماه را یک صدم فاصله ی کانونی در نظر گرفت .
بیایید فرض کنیم شما از یک لنز 35 میلیمتری با فاصله ی کانونی 50 میلیمتری استفاده می کنید . در این صورت ماه ِ شما تنها 0.5 میلیمتر قطر خواهد داشت . حتی اگر آن را در بیشترین اندازه ی خودش بزرگ کنید ( 25×16) ماه به قدری کوچک است که اصلا جزئیاتی روی آن مشخص نخواهد بود . بنابر این شما باید از لنزهای بلند تله استفاده کنید . مثلا یک لنز 400 میلیمتری به شما تصویری به قطر 3.6 میلیمتر می دهد که در بزرکترین اندازه ی عکس به 54 میلیمتر می رسد . اما شاید این هم برای نشان دادن جزئیات ماه کافی نباشد .
همچنین شما می توانید برای افزایش بزرگنمایی ازteleconverter استفاده کنید که می تواند بزگنمایی را 2.3 برابر و یا بیشتر افزایش بدهد . اگر بر روی یک لنز 400 میلیمتری یک teleconverter دوبرابر کننده نصب کنید فاصله کانونی خود را به 800 میلیمتر افزایش داده اید که برای عکاسی از ماه به همراه جزئیاتش بسیار خوب است . البته بهتر است که تا می‌توانید از لنزهای با فاصله‌ی کانونی بزرگتر استفاده کنید .
چگونگی استفاده از لنز تله
در اینجا چند نکته وجود دارد که به هنگام استفاده از این گونه لنزها با به آنها توجه داشته باشید .
1- حتما از پایه‌ی دوربین استفاده کنید و حتی الامکان از تماس مستقیم دست با دوربین خودداری کنید تا از لرزشهای احتمالی دوربین جلوگیری شود. حتی در عکاسی با زمان نوردهی بسیار کوتاه تماس مستقیم دست با دوربین کار ماهرانه‌ای نیست .
2- لنز خود را در صورت امکان روی f/5.6 و یا f/8 قرار دهید بخصوص اگر ازteleconverter استفاده می کنید .
3- در صورت امکان برای کاهش اثر خطاهای رنگی از فیلتر زرد استفاده کنید .
4- به دقت فوکوس کنید . فقط لنزتان را روی حالت بینهایت قرار ندهید و سریع عکس بگیرید . قرار دادن لنز روی حالت بینهایت ممکن است باعث شود که لنز گرمای انبساط را به درون خود راه دهد و یا دیگر چیزهایی که باعث ایجاد خطا در عکس می شوند . استفاده از یک teleconverter به خاطره بزرگنایی که دارد ممکن است ایرادات را بهتر به شما نشان دهد .
5- به یاد داشته باشید که در استفاده ازteleconverter باید دریچه‌ی دیافراگم دوربین را با توجه به آن تنظیم نمود. مثلا اگر در لنز 100 میلیمتری اگر f/8 مناسب باشد در 200 میلیمتری f/16 قرار می گیرد .
6- اگر نمی‌توانید از ماه در ابعاد بزرگ عکس بگیرید می‌توانید از هلال ماه کمی بعد از غروب خورشید که هوا مقداری روشن است به همراه درختان بلند و .... عکسهای زیبایی بگیرید. حتی می‌توانید از ستاره‌هایی که گاهی به ماه نزدیک می‌شوند استفاده کنید و یا با ماه یک عکس دونفره بیندازید .

ربات تازه‌ی ناسا برای ساکنین ماه

هاشم سیماب

منبع: popsci.com

دوشنبه 9 اردی‌بهشت 87 - نسل جدید ربات‌های ناسا، شاید از نظر فن‌آوری چیز شگفت‌انگیز و تازه‌ای نباشد. اما نکته‌ی مهمی که به همراه این ربات‌هاست، امکان تازه‌ای است که به فضانوردان آینده هدیه خواهد شد: این ربات‌ها می‌توانند محل استقرار و زندگی فضانوردان را به هرجایی که می‌روند، ببرد.
چیزی که تصویر آن را می‌بینید، یک خانه‌ی متحرک است: Athlete به معنی پهلوان، مخفف (All-Terrain Hex-Limbed Extra-Terrestrial Explorer) است.او به راستی پهلوان است. با شش پایی که هر کدام از آن‌ها قابلیت‌های بسیاری دارند.
"پهلوان" را متخصصان آزمایشگاه پیشرانه‌ی جت ناسا در پاسادنا ساخته‌اند. این موجود شش‌پای آلومینیومی دو متر و نیم قطر و دو متر و 10 سانتی‌متر ارتفاع دارد. هر کدام از این پاها جداگانه کنترل می‌شوند و با استفاده از چرخ‌های بسیار سبک به این سو و آن سو حرکت می‌کنند.
در زمین‌های ناهموار این چرخ‌ها قفل می‌شوند تا پهلوان با نوک پایی راه رفتن، از زمین‌های پوشیده از قلوه‌سنگ‌ها یا تپه‌های با شیب زیاد بالا برود. روباتی که به ماه خواهد رفت، تقریبا دوبرابر این نمونه‌ی آزمایشی است که در تصویر دیده‌اید و از فولاد ساخته شده است. او باید بتواند 15 تن بار را به راحتی با سرعت مجاز 5 کیلومتر در ساعت و به هرجایی که لازم است، به دوش بکشد. به گفته‌ی یکی از متخصصان این سرعت مجازی است که شما می‌توانید بدون دغدغه از چپ شدن در ماه – به دلیل گرانش پایین آن – حرکت کنید.

مزیت استفاده از پهلوان واضح است: در زمین شما کاراوان خود را در کمپ اصلی پارک می‌کنید و برای گشت‌های روزانه در اطراف، از ماشین‌هایی مثل جیپ استفاده می‌کنید. حالا همین اتفاق در ماه خواهد افتاد: پهلوان ایستگاه اصلی را متحرک می‌سازد و فضانوردان با استفاده از مه‌نوردهای کوچک خود در اطراف به گشت و گذار می‌پردازند. بعد، وقتی که از گشت‌های روزانه‌ی خود خسته شدند، سوار کاراوان خود می‌شوند و آرام به مکان دیگری حرکت می‌کنند. فضانوردان روی ماه یا مهندسان در پایگاه‌های زمینی می‌توانند مقصد بعدی پهلوان را مشخص کنند. دوربین‌هایی که دورتادور این شش‌پا نصب شده‌اند می‌توانند نمایی سراسری (پانوراما) از محیط اطراف به کاربر نشان دهند.
وقتی دو پهلوان به هم متصل شوند، درهای محل سکونت فضانوردان با دقتی حدود یک هزارم سانتی‌متر نسبت به هم تنظیم می‌شوند. این محوطه‌ای آب‌بندی شده را فراهم می‌کند. در این شرایط، فضانورد می‌تواند با تی‌شرت خود از محوطه‌ای که زندگی می‌کند به مثلا آزمایشگاهش در اتاق بغلی برود. در آن‌جا فضانوردان می‌توانند نمونه‌های سنگی که در طول ماموریت‌های روزانه و یا با استفاده از دریل‌ها و ابزارهای خاکبرداری که به پاهای پهلوان نصب می‌شوند جمع‌آوری شده‌اند را آزمایش کنند.
آن‌ها به دنبال پاسخ سوال‌های علمی زیادی خواهند بود. مثلا آیا به راستی یک شهاب‌سنگ نسل دایناسورها را منقرض کرده است و اگر این‌طور باشد، این اتفاق چه زمانی بوده است؟ ممکن است سرنخ این معما در ماه باشد!
یک برخورد عظیم با زمین می‌تواند پوششی نازک از غبار را بر سطح ماه بنشاند. چون ماه هیچ حرکت لایه‌ای (حرکت تکتونیکی) ندارد، لایه‌های زیر سطح، احتمالا کمتر با هم مخلوط شده‌اند. استفاده از یک ماشین حفار در پهلوان، به ما اجازه خواهد داد تا به لایه‌های مختلف نگاهی بیندازیم و سیر زمانی تقریبا واضحی از وقتی که این رویدادها اتفاق افتاده داشته باشیم - درست همچون نگاه کردن به رگه‌های تنه‌ی درخت.
دانشمندان JPL امیدوارند که پهلوان را تا سال 2012 در ماموریتی بدون سرنشین و برای آزمایش به ماه بفرستند. اینکه در آینده چه اتفاقی خواهد افتاد، تا اندازه‌ی زیادی بستگی به موفقیت برنامه‌های ناسا دارد. مهم‌ترین آن‌ها جانشین کردن پروازهایی است که به جای سیستم شاتل‌ها، از سیستم‌های کپسولی (همچون سایوزهای روسی) استفاده خواهند کرد.
ناسا در نظر دارد تا سال 2020 دوباره انسان‌هایی را بر ماه فرود آورد. اگر چنین شود، احتمالا پهلوانِ آینده، از این نمونه‌ی آزمایشی بسیار پیشرفته‌تر خواهد بود. در نهایت ربات باید بتواند به صورت خودگردان عمل کرده و با استفاده از فرمان صوتی فضانورد نیز ماموریت‌های خود را انجام دهد. او همچنین باید بتواند از تخته‌سنگ‌های عمودی با استفاده از قلاب‌های چنگکی فرود آید.
شاید پهلوان ِ آینده، به قول یک ضرب‌المثل ایرانی، بتواند از دیوار راست هم بالا برود! دیواری که سرانجام آدمی را به مسکونی کردن ماه یا مریخ خواهد رساند.

در همین زمینه:+ فیلمی از آزمایش این ربات

+ صفحه‌ی ربات در سایت رسمی JPL

اولين كساني كه ماه را با تلسكوپ ديدند

Lunar rover: یک روور ماه پیما نزدیک ریل هدلی پارک کرده. این ریل یک کانال طولانی ست که شاید به وسیله گدازه ها در چهار میلیارد یا سه میلیارد سال قبل شکل گرفته باشد. این عکس را یک فضانورد در آپولو15 در سال 1971 گرفته

گاليله فيزيكدان و ستاره شناس ايتاليايي اولين توصيف علمي درباره ماه را با استفاده از آنچه كه از طريق تلسكوپ ديده بود، ارايه داد. در سال1609 گاليله سطح كوهستاني و ناهموار ماه را توصيف كرد. اين توصيف كاملاً با آن چيزي كه عموم فكر مي كردند متفاوت بود. مردم در آن زمان فكر مي كردند كه سطح ماه صاف است. گاليله نوشت كه مناطق تاريك ماه، بلند و كوهستاني و مناطق تاريك صفحات صاف هستند. گاليله يك گودال بزرگ را در كوهستان هاي مركزي ماه جزء به جزء تشريح كرد و درباره منشأ ‌‌"سوراخ" هاي روي كره ماه بحث كرد.
بقيه ستاره شناسان قرن شانزدهم نقشه ماه را كشيدند و شكل هر سطحي را كه مي توانستند ببينند را فهرست كردند. هرچه تلسكوپ ها قوي تر مي شدند مشاهدات بيشتر مي شد. در سال 1645 مهندس و ستاره شناس آلماني "ميشل فلورنت ون لانگرن" (Micheal Florent van Langren) نقشه اي را منتشر كرد كه اسامي شكل هاي سطح ماه و اكثراً گودال هاي ماه را داشت. به تدريج ستاره شناسان ديگري بر اين اطلاعات افزودند و نقشه ماه را كامل و كامل تر كردند.

تا آخر قرن نوزدهم بيشتر ستاره شناسان فكر مي كردند كه آتشفشان گودال هاي ماه را به وجود آورده. دردهه 1870 ستاره شناس انگليسي ريچارد اي پروكتور(Richard A Proctor) به درستي گفت كه گودال ها از برخورد اشياء سفت و سخت با سطح ماه به وجود آمده اند. تا مدت ها ستاره شناسان كمي با نظر پروكتور موافق بودند. در سال 1892 زمين شناسي به نام گرو كارل گيلبرت (Grov Karl Gilbert) گفت كه بيشتر گودال هاي ماه بر اثر برخورد به وجود آمده اند و وي بناي بحثش را بر اندازه بزرگ بعضي از گودال ها استوار كرد. او براي اولين بار تشخيص داد كه حوضچه ها هم جزو گودال ها هستند.

در ابتداي سال 1959 اتحاد شوروي سابق و ايالات متحده آمريكا يك سري از فضاپيماهاي روباتي را به ماه فرستادند. در سال 1961 فرستاده شدن آپولو به ماه به تهيه نقشه زمين شناسي ماه با استفاده از عكس و تلسكوپ كمك كرد. اين اطلاعات به دانشمندان كمك كرد به طور اساسي تكامل ماه را درك كنند.

در سال 1969 آپولو11 بشر را به ماه برد. اولين انساني كه قدم به ماه گذاشت نيل آرمسترانگ بود. بعد از آن شش آپولوي ديگر به فضا فرستاده شد. آخرين فضاپيماي گروه آپولو به نام آپولو17 در سال 1972به فضا رفت. فضاپيماهاي آپولو به فهم بيشتر درباره ماه كمك كردند و اطلاعات بسيار خوبي درباره سياره هاي ديگر نيز در اختيار بشر قرار دادند.

بعد از آپولو، اتحاد شوروي هم چهار فضاپيماي ديگر لونا را به ماه فرستاد. كه آخرين آنها به نام لونا24 در سال 1972 نمونه هايي از خاك ماه را به زمين آورد.

تا سال 1994 فضاپيماي ديگري به ماه نرفت. در اين سال ايالات متحده مدارگرد كلمنتين"اربيتر كلمنتين" را به ماه فرستاد. از فوريه تا مي آن سال چهار دوربين كلمنتين بيش از دو ميليون عكس از ماه برداشتند و با ليزر، بلندي و عمق كوه ها، گودال ها و اشكال ديگر ماه را اندازه گيري كردند. علايمي كه كلمنتين فرستاد حاكي از آن بود كه مقدار زيادي آب يخ زده در ماه وجود دارد. اين يخ درداخل گودال هاي قطب جنوب وجود داشت.

فضاپيماي "پراسپكتور" هم از ژانري 1998 تا جولاي 1999 دور ماه گشت. اين فضاپيما فعاليتش را روي عناصر شيميايي ماه متمركز كرد. حوزه هاي مغناطيسي ماه را بررسي كرد و شواهد محكمي پيدا كرد مبني بر اين كه در هر دو قطب يخ وجود دارد و مقداري يخ هم در منطقه ای به نام "ريگوليت" قرار دارد.

فضاپيماي "اسمارت1" نیز به وسيله آژانس فضايي اروپا در سال 2003 راه اندازي شد تا در سال 2004 دورماه بگردد. هدف اين فضاپيما تحقيق درباره منشأ ماه و عناصر شيميايي آن بود.

عقايد قديمي

اولین انسانی که روی ماه قدم گذاشت نیل آرمسترانگ بود که این تصویر را از باز آلدراین گرفت که نزدیک به سیسموگراف دیده می شود. یک دوربین تلویزیونی هم در زمینه پشت است. مدل ماه پیمای آنها ایگل است که در راست دیده می شود. (عکس از ناسا)

عقايد قديمي
بعضي از مردم در گذشته فكر مي كردند كه ماه يك بشقاب چرخان آتش است. ديگران باور داشتند كه ماه آينه اي ست كه زمین و درياهاي زمين را باز مي تاباند. اما فيلسوفان در يونان قديم فهميدند كه ماه فضايي در مدار زمين است. بعضي از فيلسوفان يوناني عقيده داشتند كه ماه دنيايي بسيار شبيه به زمين است.

حتي 100 سال پيش از ميلاد مسيح پلوتارك(Plutarch) حدس مي زد كه در روي ماه هم انسان زندگي مي كند. ظاهراً يوناني ها عقيده داشتند كه مناطق تاريك روي ماه دريا و نقاط روشن خشكي هستند

در حدود 150 پيش از ميلاد بطلميوس ستاره شناس يوناني كه در اسكندريه مصر زندگي مي كرد گفت كه ماه در فضا, نزديك ترين همسايه زمين است. او فكر مي كرد كه هم ماه و هم خورشید دور زمين مي گردند. ديدگاه بطلميوس بيش از 1300 سال مورد قبول بود. اما در ابتداي قرن 16 ستاره شناس لهستاني نيكولا كپرنيك نظر درستي ارايه داد. او گفت كه زمين و ديگر سياره ها دور خورشيد مي گردند و ماه به دور زمين مي گردد.برای کسب اطلاعات درباره تأثیرگذارترین نظرات در علم ستاره شناسی اینجا را کلیک کنید.

همجوشي هسته اي ستارگان

انرژي بسيار زياد ستاره, از فرايندي كه همجوشي هسته اي نام دارد تأمين مي شود. اين فرايند موقعي شروع مي شود كه دماي هسته ستاره جوان در حال رشد به حدود يك ميليون كلوين مي رسد.

ستاره بتلگئوس

ستارگان مبدل هاي هسته اي بسيار بزرگي هستند. در مركز ستارگان، اتم ها برخوردهاي اتمي شديدي با هم مي كنند كه ساختمان اتم را تغيير مي دهد و مقدار زيادي انرژي آزاد مي كند. همين فرايند ستارگان را داغ و روشن مي كند.
در بيشتر ستاره ها، واكنش اوليه ناشي از برخورد اتم ها به هم اين است كه اتم هاي هيدروژن به هليوم تبديل مي شوند كه اين امر با آزاد شدن مقادير بسيار زيادي انرژي همراه است. اين واكنش, همجوشي هسته اي ناميده مي شود. چون هسته (واقع در مركز اتم ها) اتم ها را با هم جوش مي دهد و يك هسته جديد تشكيل مي دهد.

همجوشي هسته اي يك واكنش اتمي ست كه سوخت ستارگان را تأمين مي كند. در همجوشي, بسياري از هسته ها (مراكز اتم ها) با هم تركيب مي شوند تا يك عنصر بزرگ تر بسازند (كه عنصر متفاوتي ست). نتيجه اين فرآيند آزاد شدن مقدار زيادي انرژي ست (هسته هايي كه نتيجه اين فرايندند از نظر جرم كوچك تر از مجموع دو هسته اي هستند كه به هم جوش خورده اند. تفاوت در
جرم به خاطر اين است كه به انرژي تبديل شده است. c به توان دو است E=mc .

قدرت ستارگان به خاطر همجوشي هسته اي در هسته هايشان است كه به تبديل عنصر هيدروژن به هليوم مي انجامد.
توليد عناصر جديد كه به دنبال واكنش هاي هسته اي رخ مي دهد، تركيب هسته اي ناميده مي شود.
جرم يك ستاره به اين ترتيب تعيين مي شود كه چه نوع تركيب هسته اي در هسته اش رخ مي دهد.
همه ما هم از اتم هايي ساخته شده ايم كه در ستارگان توليد شده اند.

انواع ستارگان:

ستارگان كوچك: كوچك ترين ستاره ها فقط هيدروژن را به هليوم تبديل مي كنند.

ستارگان با اندازه متوسط (مثل خورشید): در دوره زندگيشان دير، يعني موقعي كه هيدروژنشان ته مي كشد، هليوم را به اكسيژن و كربن تبديل مي كنند.
ستارگان سنگين (بزرگ تر از پنج برابر جرم خورشيد): ستارگان با جرم بالا موقعي كه هيدروژنشان ته مي كشد، اتم هاي هليوم را به كربن واكسيژن تبديل مي كنند. به دنبال آن همجوشي كربن و اكسيژن باعث به وجود آمدن عناصر نئون، سديم، منيزيوم، سولفور و سيليكون مي شود. بعداً واكنش ها اين عناصر را به كلسيم، آهن، نيكل، كروميوم، مس وغيره تبديل مي كند. اين ستارگان پير و بزرگ با هسته هاي رو به نابودي, عناصر سنگيني به وجود می آورند (همه عناصر طبيعي سنگين تر از آهن, عناصر سنگينند) و اين عناصر سنگين را به سوي فضا می فرستند.

ستاره هاي روشن و ستاره هاي نزديك به زمين

درخشش, روشنایی مطلق یک ستاره یا یک کهکشان است.

درخشش ظاهری و مطلق

بزرگي ستاره بر اساس يك سيستم شماره اي كه به وسيله ستاره شناس يوناني هيپارچوس در حدود 125 قبل از ميلاد ابداع شد تعيين مي شود. هيپارچوس گروهي از ستارگان را بر اساس ميزان روشنيشان آن طور كه از زمين به نظر مي رسند، شماره گذاري كرد. روشن ترين ستاره ها را ستارگان بزرگ اول، روشن ترين ستارگان بعدي را دومين ستارگان بزرگ و الي آخر تا ششمين ستارگان بزرگ كه ضعيف ترين ستارگان قابل مشاهده هستند، نامگذاري كرد.

ستاره شناسان جديد روشني يك ستاره را كه از زمين مشاهده مي شود به بزرگي ظاهري اش نسبت مي دهند. اما آنها سيستم هيپارچوس را هم براي توصيف روشني واقعي ستارگان به کار می برند. ستاره شناسان "سيستم شماره هاي درخشش" هیپارچوس را برای ستارگان روشن تر از درخشش اول و تاريك تر از درخشش ششم هم گسترش داده اند. ستاره اي كه روشن تر از درخشش اول است درخشش كمتر از يك دارد. براي مثال درخشش ريگال 12/0 است. ستارگاني كه خيلي روشنند درخشش كمتر از صفر دارند و نحوه توصيفشان دادن شماره هاي منفي ست. روشن ترين ستاره ها در آسمان شب سيريوس است. با روشني ظاهري 46/1- . ريگال درخشش مطلق 1/8- دارد. مطابق فهم ستاره شناسان كنوني از ستارگان، هيچ ستاره اي نمي تواند درخشش مطلق بيشتر از 8- داشته باشد. در طرف ديگر مقياس، تاريك ترين ستاره ها, با تلسكوپ درخشش ظاهري بالاي 28 دارند. در تئوري هيچ ستاره اي نمي تواند درخشش مطلق ضعيف تر از 16 داشته باشد.

تابش: روشني كامل يك ستاره يا كهكشان است که میزان انرژي ای ست که ستاره از خودش خارج می کند. مقیاس علمي براي میزان خروج انرژي، قدرت است و دانشمندان معمولاً قدرت را با وات اندازه گيري مي كنند. براي مثال تابش خورشيد 400 تريليون تريليون وات است. اما ستاره شناسان معمولاً تابش ستاره را با وات اندازه گيري نمي كنند. به جايش آنها تابش را نسبت به تابش خورشيد بيان مي كنند. براي مثال مي گويند تابش آلفا سنتوري A حدود 3/1 برابر خورشيد است و ريگال 150000 برابر خورشيد تابش دارد.
به نوعي تابش با درخشش مطلق ارتباط دارد.

درخشش ظاهري: اندازه گيري روشني شيء آسماني هنگامي كه از زمين ديده مي شود. شماره پايين تر روشن ترين شيء است. شماره هاي منفي به روشني بسيار زياد اشاره دارد. ماه كامل درخشش ظاهري 6/12- را دارد. درخشش ظاهری خورشيد 8/26- است. ما مي توانيم اشياء تا درخشش شش را بدون تلسكوپ ببينيم.

درخشش مطلق: اندازه گيري روشني اصلي و واقعي يك شيء آسماني ست. به دلايل تكنيكي اين مقياس به صورت درخشش ظاهري يك ستاره وقتي که از فاصله 6/32 سال نوري ديده شود، توصيف مي شود. شماره پايين تر دال بر روشن تر بودن شيء است. شماره هاي منفي به روشني بسيار زياد اشاره دارد.

بعضي از ستارگان روشني كه مي توان آنها را از زمين ديد:

آنتارس
(آلفا اسكورفي) آنتارس روشن ترين ستاره در اسكورپيوس يكي از صورت هاي فلكي برج هاي دوازده گانه است. آنتارس ستاره بسيار عظيمي ست كه حدود 520 سال نوري از زمين فاصله دارد و حدود 230 برابر بزرگ تر از خورشيد است. اين ستاره با دماي پايين (3500 كلوين)، ستاره اي قديمي و پرجرم است و پانزدهمين ستاره روشن آسمان است.





آركتوروس
(آلفا بوتيس) آركتوروس روشن ترين ستاره در صورت فلكي بوتس (هردسمن) است. اين ستاره يك غول قرمز و چهارمين ستاره درخشان در آسمان است. آركتوروس 34 سال نوري از زمين فاصله دارد.







بتلگئوس
(آلفا اريونز) بتلگئوس دومين ستاره روشن آسمان در صورت فلكي اوريون و يكي از روشن ترين ستارگان آسمان است. اين ستاره يك ستاره بسيار غول آسا با رنگ مايل به قرمز است كه بيش از 600 ميليون مايل قطر دارد (تقريباً 1000 برابر بزرگ تر از خورشيد اما سردتر از خورشيد است). بتلگئوس آنقدر بزرگ است که اگر در مركز منظومه شمسي ما بود، فراتر از مدار مشتري گسترش پيدا مي كرد. اين ستاره 520 سال نوري از زمين فاصله دارد. به غير از خورشيد اين تنها ستاره اي ست كه از سطح آن عکس وجود دارد.

دنب

دنب (در عربي به معني دم) روشن ترين ستاره در صورت فلكي سيگنوس (قو) است. دنب, آلفا سيگني هم ناميده مي شود. اين ستاره بسيار غول آساي آبي، روشن و جوان حدود 1500 سال نوري از زمين فاصله دارد. اين ستاره حدود 60000 بار روشن تر از خورشيد است.








پولاريس
پولاريس (آلفا UMI) ستاره قطبي در نيمكره شمالي ست. در سال 1780 سر ويليام هرشل كشف كرد كه پولاريس يك ستاره دوگانه است که با يك ستاره ضعيف شريك است. پولاريس يك ستاره متغير سفيد Cepheid سبز-آبي ست (اندازه آن به طور متناوب با دوره 969778/3 روز تغيير مي كند. درخشش آن بين 92/1 و 07/2 متغیر است. تخمين زده مي شود كه فاصله پولاريس از زمين از 360 تا 820 سال نوري باشد. در روشن ترين زمان پولاريس حدود 6000 تا 10000 بار روشن تر از خورشيد ماست.

اوريون (مجمع الكواكب)
اوريون كه به نام شكارچي هم شناخته مي شود، يك صورت فلكي در برج هاي دوازده گانه است. روشن ترين ستاره در اوريون، ريگال، بتلگئوس و بلاتريكس هستند.

ريگال
ريگال (بتا اوريونز) روشن ترين ستاره در صورت فلكي اوريون و يكي از روشن ترين ستارگان در آسمان است. اين ستاره يك ستاره آبي (خيلي داغ) بسيار غول آساست و بيش از 60 ميليون مايل قطر دارد (تقريباً 100 برابر بزرگ تر از خورشيد است). بيش از 50000 برابر تابان تر از خورشيد است و بيش از 900 سال نوري از زمين فاصله دارد.

سيريوس
سيريوس كه به ستاره سگ نيز شناخته مي شود (به استثناي خورشيد) روشن ترين ستاره در آسمان زمين است. اين ستاره در صورت فلكي كنيس ميجر (سگ بزرگ) است. سيريوس يك ستاره سكانس اصلي ست كه حدود 70 برابر روشن تر از خورشيد است. حدود 6/8 سال نوري از زمين فاصله دارد. سيريوس يك ستاره شريك به نام پوپ دارد كه يك كوتوله سفيد است.

چرخه زندگي ستارگان

ستارگان مثل آدم ها چرخه زندگي دارند. آنها متولد مي شوند، از چند مرحله زندگي عبور مي كنند و سرانجام مي ميرند.
ستاره ابتدا از ابر بسیار عظیمی كه آهسته مي چرخد تشكيل مي شود. اين ابر تقريباً به طور كامل از عناصر هيدروژن و هليوم تشكيل شده. این ابر همچنين اتم هاي عناصر ديگر و ذرات ميكروسكوپي گرد و غبار را هم در خود دارد.

ابری که ستاره از آن تشکیل می شود, نيروي جاذبه اي دارد که باعث می شود در درون خودش واژگون شود. بنابراين كوچك تر مي شود. هنگامي كه ابر جمع مي شود، سريع تر و سريع تر مي چرخد. بعد بخش هاي بيروني تر ابر شكل يك ديسك چرخان پيدا مي كند. بخش هاي داخلي تر فشرده تر مي شود و به واژگوني در خود ادامه مي دهد.

با ادامه واژگوني، مواد گرم تر مي شوند و فشارشان افزايش مي يابد. بخش هاي داخلي توده در حال فشار، شكل يك پروتوستار-يك شيء با شكل توپ- را پيدا مي كند, اما هنوز يك ستاره نيست. ستاره جوان بيشتر در خود واژگون مي شود تا سرانجام ستاره اصلي را تشكيل مي دهد.

ستارگان همين طور كه سنشان بالا مي رود، گسترش پيدا مي كنند. هنگامي كه هسته از هيدروژن وهليوم تهي مي شود يا به عبارتي سوخت هسته تمام مي شود، لايه هاي خارجي تر گسترش پيدا مي كنند، خنك مي شوند و روشنايي شان كمتر مي شود و ستاره به يك غول سرخ يا يك غول بسيار بزرگ قرمز تبديل مي شود (بستگي به جرم داخل ستاره دارد). ستاره درنهايت منفجر مي شود. سرنوشت ستاره بر اساس جرم اوليه اش تعيين مي شود. بر همين مبنا يا تبديل به يك كوتوله سياه مي شود، يا ستاره نوتروني و يا سياهچاله.

مثلاً خورشيد 6/4 ميليارد سال پيش متولد شد و تا پنج ميليارد سال ديگر نيز باقي مي ماند. سپس وقتي سوخت هسته اش تمام شد, رشد مي كند تا به يك غول قرمز تبديل می شود. در آخر زندگي لايه هاي خارجي ترش به بيرون پرتاب مي شوند. هسته باقي مانده كه كوتوله سفيد ناميده مي شود به آهستگي ناپدید مي شود تا به كوتوله سياه تبديل شود.

ستارگان ديگر زندگي شان به شيوه هاي مختلف خاتمه پيدا مي كند. بعضي به غول هاي قرمز تبديل نمي شوند. به جايش سرد مي شوند تا تبديل به كوتوله هاي سفيد و بعد كوتوله هاي سياه شوند. درصد كوچكي از ستارگان با انفجارهايي شكوهمند به نام سوپرنوا مي ميرند.

توضیح:
ستارگان خورشيد مانند: تا 5/1 برابر جرم خورشید را دارند.
ستارگان بسيار بزرگ: از 5/1 تا سه برابر خورشيد جرم دارند.
ستارگان غول آسا: بيش از سه برابر خورشيد جرم دارند.

انواع ستارگان

تكامل ستاره ها

چرخه زندگي ستارگان از سه الگوي عمومي پيروي مي كند. هر كدام از اين الگوها به جرم ستاره بستگي دارد.
بر این اساس ستارگان به سه دسته تقسيم مي شوند.
1- ستارگان با جرم هاي بالا كه بيش از هشت برابر جرم خورشيد، جرم دارند.
2- ستارگان با جرم متوسط كه نيم تا هشت برابر جرم خورشيد, جرم دارند. این گروه شامل خورشیدهمجوشی هسته ای را توليد كنند. است. 3- ستارگان با جرم پايين, با جرمی كمتر از يك دهم تا نيم جرم خورشيد. اشيايي با كمتر از 1/0 جرم خورشيد به قدر كافي نيروي جاذبه دارند تا دماي هسته اي لازم براي چرخه هاي زندگي ستارگان تنها, ساده تر از چرخه زندگي ستارگان دوتايي يا بيشتر است.

ستارگان با جرم متوسط مثل خورشيد

ابري كه در نهايت به ستاره ای با جرم متوسط منتهي مي شود, حدود 100000 سال طول مي كشد تا به ستاره اولیه یا پروتوستار تبديل شود. به عنوان يك ستاره اولیه دماي سطح آن حدود 4000 كلوين است. درخشش ستاره به جرم ستاره اولیه بستگی دارد که ممكن است به چند برابرتا چند هزار برابر درخشش ستاره اي مثل خورشيد هم برسد.

خورشید یک ستاره نوع G2VD, یک ستاره کوتوله زرد و یک ستاره سکانس اصلی ست

ستارگان با جرم بالا
این ستارگان به سرعت شكل مي گيرند و طول عمر كوتاه تري دارند. يك ستاره با جرم بالا در طول حدود 10000 تا 100000 سال از يك ستاره اولیه شكل مي گيرد.
ستارگان با جرم بالا موقعي كه در سكانس اصلي هستند داغ و آبي هستند. آنها 1000 تا يك ميليون برابر خورشيد درخشندگي دارند و شعاع آنها ده برابر شعاع خورشيد است. آنها به قدري درخشانند كه حتي از فاصله اي زیاد قابل مشاهده هستند و بنابراين خيلي شناخته شده اند.

طبقه بندی ستارگان
در يك نوع از طبقه بندي, ستارگان بر اساس عناصري كه جذب مي كنند و نیز دمايشان طبقه بندي مي شوند. براين اساس هفت نوع اصلي از ستارگان وجود دارند. اين ستارگان به ترتيب كاهش دما عبارتند از: O ، B ، A ، F ، G ، K و . M

طبقه بندی در دياگرام هرتزپرانگ- راسل
در اين دياگرام ستارگاني كه در نوك دياگرام هستند روشن ترين ستارگان هستند. نقاطي كه تاريك ترين ستارگان هستند به طرف كف قرار می گیرند. اين نقاط در گروه هايي قرار می گیرند كه با انواع مختلف ستارگان سازگارند. اين دياگرام نموداری ست كه رنگ ستارگان (نوع طيفي يا دماي سطح) و درخشش آنها را نشان مي دهد. ستاره شناسان روي اين دياگرام رنگ ستارگان، دما، درخشش، نوع طيف و مرحله تكاملي شان را نشان مي دهند. اين دياگرام نشان مي دهد كه سه نوع مختلف از ستارگان وجود دارد:
بيشتر ستارگان كه شامل خورشيد هم مي شود، از ستارگان زنجيره يا سكانس اصلي هستند كه سوختشان با همجوشي هسته اي –در همجوشی هسته ای هيدروژن به هليوم تبديل مي شود- تأمين مي گردد. براي همین این ستاره ها داغ تر و روشن تر هستند. اين ستاره ها در اين دوره در با ثبات ترين زمان زندگی شان به سر مي برند. اين سکانس معمولاً حدود پنج ميليارد سال طول مي كشد.
هنگامي كه ستارگان در آستانه مرگ قرار می گیرند، تبدیل به غول هاي بسيار بزرگي مي شوند(بالاتر از ستارگان درسكانس اصلي). اين ستارگان ذخيره هيدروژنشان ته كشيده و خيلي پيرند. در حالی كه لايه هاي خارجي تر آنها گسترش پيدا مي كند، هسته شان منقبض مي شود. این ستارگان در نهايت منفجر خواهند شد (با از دست دادن جرم به يك نبولاي سياره اي يا سوپرنوا تبديل مي شوند) و سپس به كوتوله هاي سفيد، ستارگان نوتروني يا سياهچاله ها (باز هم به خاطر از دست دادن جرم) تبديل مي شوند.
ستارگان كوچك تر (مثل خورشيد ما) در نهايت به كوتوله سفيد ضعيفی تبديل مي شوند(ستارگان داغ، سفيد و تاريك) كه زير سكانس يا ترتيب اصلي هستند. اينها ستارگان داغ منقبضي هستند كه سوخت هسته ايشان را از دست داده اند و در نهايت به كوتوله هاي سرد، تاريك و سياه تبدیل خواهند شد.

زير نوع یا زیر گروه (subtypes)
در داخل هر نوع از ستاره سانان ستاره هايي هستند که بر اساس موقعيتشان در داخل مقياس در زيرطبقه هايي (از صفر تا نه) جا مي گيرند.
طبقه هاي درخشان يرك: ( به وسيله ويليام ويلسون و فيليپ كينان ارایه شد).
اين طبقه بندي به عنوان سيستم طبقه بندي MK شناخته مي شود. در اين سيستم بزرگ ترين و روشن ترين طبقات, پايين ترين شماره هاي طبقه بندي را دارند. از آنجايي كه دما هم روي درخشش يك ستاره اثر مي گذارد، ستارگان با طبقات درخشندگی مختلف مي توانند همدیگر را بپوشانند. براي مثال "اسپيكا" يك ستاره طبقه V , درخشش خالص 2/3- دارد. اما "پولوكس" يك ستاره طبقه III که تاريك تر است، درخشش خالص 7/0 دارد.
درخشش, روشني كامل يك ستاره (يا كهكشان) است.
درخشش ستاره مقدار كامل انرژي ای ست كه يك ستاره هر ثانيه تابش مي كند (شامل همه طول موج هاي تابشي الکترومغناطيسي).
در طبقه بندي يرك ستارگان مطابق با پهناي خطوط طيفيشان به صورت گروه هايي نام گذاري مي شوند. این طبقه بندی بین گروه هاي ستارگان بر اساس دما، تفاوت هاي درخشش و اندازه هايشان (بسيار عظيم، عظيم الجثه، ستارگان سكانس اصلي و زير كوتوله ها) تفاوت مي گذارد.

ستارگان سكانس اصلي - ستارگان جوان
نام اين ستارگان از يك بخش دياگرام H-Rمي آيد. ستارگان سكانس اصلي نوار مركزي ستارگان روي دياگرام هرتزپرانگ- راسل هستند. بيشتر ستارگان (حدود 90 درصد) ستارگان در سكانس اصلي هستند. انرژي اين ستارگان از همجوشي هسته اي تأمین می شود، یعنی آنها هيدروژن را به هليوم تبديل مي كنند. در اين دوره ستاره طولانی ترین بخش زندگيش را به عنوان يك توليد كننده انرژي از همجوشي هيدروژن آغاز مي كند. هر ستاره اي- با هر جرمي- كه همه انرژيش را از همجوشي هيدروژن در هسته اش تأمین کند, ستاره ای در سكانس اصلي ست. مدت زماني را كه ستاره در اين دوره مي گذراند به جرمش بستگي دارد. يك ستاره بزرگ تر زودتر هيدروژن هسته اش را به مصرف می رساند و بنابراين دوره كوتاه تري در سكانس اصلي باقی مي ماند. يك ستاره با جرم متوسط مثل خورشيد ميلياردها سال در دوره سکانس اصلی باقي مي ماند. هرکدام از ستارگان سکانس اصلی كه داغ تر هستند، درخشان تر هم هستند. خورشيد که ستاره سكانس اصلي ست یک نمونه است.

ستارگان كوتوله
ستارگان كوتوله, ستارگان نسبتاً كوچكي هستند. این ستارگان بيش از 20 برابر بزرگ تر از خورشيد هستند و تا 20000 برابر نیز از آن روشن تر هستند. خورشيد ما يك ستاره كوتوله است.

كوتوله زرد
كوتوله هاي زرد ستارگان كوچك سكانس اصلي هستند. خورشيد كوتوله زرد است.

كوتوله قرمز
يك كوتوله قرمز سكانس اصلي، بسيار صاف، سرد و كوچك است و دماي سطحش زير حدود 4000 كلوين است. كوتوله هاي قرمز معمولي ترين نوع ستاره ها هستند. "پروكسيما سنتوري" يك كوتوله قرمز است.
ستارگان غول آسا و بسيار غول آسا - ستارگان بزرگ، قديمي

غول هاي قرمز
موقعي كه در هسته يك ستاره با جرم متوسط همه هيدروژن به هليوم همجوشي پيدا مي كند، وضع ستاره به سرعت تغيير مي كند. چون ستاره نمي تواند انرژي همجوشي بيشتري توليد كند، جاذبه فوراً ماده را خرد و له مي كند. در نتيجه فشار به سرعت هسته و منطقه اطراف آن را گرم مي كند. دما به قدري زياد مي شود كه همجوشي هسته اي در يك پوسته باريك در حول هسته شروع مي شود. این همجوشي حتي انرژي بيشتري از همجوشي هيدروژن در هسته توليد مي كند. انرژي اضافي بر خلاف جهت لايه هاي خارجي تر ستاره كشيده مي شود و بنابراين ستاره به ميزان بي رويه اي گسترش پيدا مي كند.
هنگامي كه ستاره گسترش پيدا مي كند، لايه هاي خارجي سردتر مي شوند. بنابراين ستاره قرمزتر مي شود و به خاطر اين كه منطقه سطح ستاره به میزان زیادی گسترش پيدا مي كند، ستاره روشن تر هم مي شود. ستاره حالا غول قرمز است.
يك غول قرمز ستاره اي نسبتاً قديمي ست كه قطرش حدود 100 برابر بزرگ تر از آني ست كه از اول بوده و سردتر شده است (دماي سطحش زير 6500 كلوين است). این ستاره ها به شكل متناوب رنگشان نارنجي مي شود. بتلگئوس Betelgeuse يك غول قرمز است. جرم آن صد برابر جرم خورشيد است و حدود 14000 برابر روشن تر از خورشيد است و حدود 600 سال نوري از زمين فاصله دارد.

غول هاي آبي
يك غول آبي ستاره ای آبي، خيلي داغ و بسيار بزرگ است. اين ستاره يك ستاره سكانس اصلي ست كه هليوم مي سوزاند.
بسيار غول آساها
يك بسیار غول آسا (supergiant) بزرگ ترين نوع ستاره شناخته شده است. بعضي از آنها تقريباً به بزرگي منظومه شمسی ما هستند. بتلگئوس و ريگال از بسيار غول آساها هستند. اين ستارگان نادرند. موقعي كه بسيار غول آساها مي ميرند، سوپرنوا و سياهچاله مي شوند.

ستارگان صاف و در نهايت مرده

كوتوله سفيد
همجوشي در هسته كوتوله هاي سفيد پايان يافته است. ستاره شناسان در گذشته بر اساس مطالعاتی که با تلسکوپ های ابتدایی انجام می دادند, پوسته هاي کوتوله های سفید را سحاب ها يا نبولاهاي سياره اي می ناميدند و امروزه هم ستاره شناسان همین نام را به آنها می دهند. نبولا اسم لاتين براي ابر است.
بعد از اينكه ابر سياره اي كم كم از ديد محو شد، هسته باقيمانده به عنوان ستاره كوتوله سفيد شناخته مي شود. اين نوع ستاره بيشتر از كربن و اكسيژن تشكيل شده. دماي داخلي آن حدود 100000 كلوين است.
كوتوله سفيد يك ستاره داغ، بسيار متراكم و كوچك است كه بيشتر از كربن تشكيل شده. اين ستارگان, بقایای ستاره های غول آساي قرمز وقتی لايه هاي خارجي شان را از دست مي دهند, هستند. کوتوله های سفید تقریباً به اندازه زمين هستند (اما به ميزان وحشتناكي سنگين تر)! آنها در نهايت گرمايشان را از دست مي دهند و به يك كوتوله سياه تاريك سرد تبديل مي شوند. خورشيد ما روزي به يك كوتوله سفيد تبديل مي شود و سپس يك كوتوله سياه مي شود.

كوتوله قهوه اي
كوتوله قهوه اي ستاره اي ست كه جرمش به اندازه اي كوچك است كه همجوشي هسته اي نمی تواند در هسته اش رخ دهد (دما و فشار در هسته اش براي همجوشي ناكافي ست). يك كوتوله قهوه اي خيلي درخشان و تابناك نيست. معمولاً جرمي معادل 10 به توان 28 تا 84 ضربدر 10 به توان 28 دارد.

كوتوله سياه
چون يك ستاره كوتوله سفيد هيچ سوختي ندارد تا همجوشي در آن انجام شود، بعد از ميلياردها سال به آهستگي سردتر و سردتر مي شود و در نهايت به كوتوله سياه تبديل مي شود. کوتوله سیاه به قدري ضعیف است كه دیگر دیده نمي شود. يك كوتوله سياه پايان چرخه زندگي ستاره ای با جرم متوسط است.
سوپرنوا
سوپر نوا يك ستاره در حال انفجار است كه قبل از اين كه به تدريج از ديد محو شود، مي تواند ميلياردها بار روشن تر از خورشيد شود. بالا ترين حد روشني ستاره، انفجار آن است كه ممكن است يك كهكشان كامل را تحت الشعاع قرار دهد. انفجار, ابر بزرگی از گرد و غبار و گاز را به داخل فضا پرتاب مي كند. جرم مواد پرتاب شده ممكن است ده برابر جرم خورشيد باشد.
ستاره شناسان دو نوع سوپر نو را تشخيص مي دهند. نوع يك و نوع دو.

ستاره نوتروني
بعد از اين كه انفجار سوپرنوای نوع دو رخ مي دهد، هسته باقي مي ماند. اگر هسته كمتر از حدود سه تای جرم خورشيد جرم داشته باشد، به يك ستاره نوتروني تبديل مي شود. این شیء تقريباً به طور كامل از نوترون تشكيل شده. ستاره نوتروني يك ستاره فوق متراكم و خيلي كوچك است كه بيشتر از نوترون هاي كيپ هم قرار گرفته تشکیل شده و يك جو باريك از هيدروژن دارد. قطر آن حدود 10-5 مايل يا 16-5 كيلومتر است و تراكم نسبيش 10 به توان 15 گرم بر سانتي متر مكعب است.
سياهچاله

اختر تپنده pulsar
يك پولسار, ستاره ای نوتروني ست كه با سرعت مي چرخد و در ضربان هایش انرژي خارج مي كند.

ستارگان دوگانه يا بيناري
ستاره دوگانه

ستاره های دوگانه دو ستاره هستند كه در آسمان نزديك به هم ظاهر مي شوند. بعضي دوگانه هاي (دو ستاره كه اطراف همديگر مي گردند) حقيقي هستند، ديگران فقط از زمين به نظر می رسد که با هم ظاهر مي شوند چون هر دو در یک خط يا تيررس ديد ما هستند.

ستاره دوگانه يك سيستم متشکل از دو ستاره است كه اطراف يك مركز جرمي معمولي قرار دارند. حدود هفتاد درصد از همه ستارگان در يك گروه دست كم دو ستاره اي هستند.

دوگانه كسوفي
دوگانه كسوفي دو ستاره نزديك به هم است در حالی كه به نظر مي رسد ستاره ای واحد است كه فقط روشناييش تغییر می کند. تفاوت در روشنايي به خاطر این است که ستارگان به طور دوره اي همديگر را مي پوشانند و تاريك مي كنند يا روشنايي هم را زياد مي كنند.
ستاره دوگانه اشعه ايكس
ستاره دوگانه اشعه ايكس نوع مخصوصي از ستاره دوگانه است. در این دوگانه يكي از ستارگان يك شيء در خود واژگون شده مثل كوتوله سفيد، ستاره نوتروني يا سياهچاله است. در این حالت از ستاره معمولي باريكه اي از ماده به داخل ستاره واژگون شده مي زند و اشعه ايكس توليد مي كند.

ستاره های متفاوت- ستارگاني كه درخشش متفاوت دارند:

ستارگان ناپايدار Cepheid
ناپايدارهای سفید Cepheid ستارگاني هستند كه به طور مرتب اندازه و روشنايی شان تغيير مي كند. هنگامي كه اندازه ستاره بزرگ می شود، روشنايي اش كاهش مي يابد. سپس واژگوني رخ مي دهد. ناپايدارهاي سفید ممكن است به طور دايم درحال تغيير باشند. پس و پيش رفتن يا تغيير كردن دايم ممكن است يك فاز بي ثباتی ستاره باشد كه ستاره در حال عبور از آن است. پولاريس و دلتا سفي مثال هايي از ناپایدارهای سفید هستند.

ستاره متفاوت ميرا mira

ستاره ناپايدار ميرا يك ستاره تغيير پذير است كه چرخه روشنايي و اندازه اش دوره طولاني تری ست و تعداد ماه های بیشتری دارد. ناپايدارهاي ميرا بعد از اين به این نام نامگذاري شدند كه تفاوت هایشان در سال 1596 كشف شد.

سيستم آلفا سنتوري

سيستم آلفا سنتوري, سيستم ستاره اي ست كه نزديك ترين سيستم به زمين است. نزديك ترين ستاره به ما پروكسيما سنتوري ست كه به آلفا سنتوري C هم معروف است (چون تاريك ترين ستاره در سيستم آلفا سنتوري ست). پروكسيما سنتوري حدود 2/4 سال نوري از خورشيد فاصله دارد. درخشش مطلق آن 5/15 و درخشش ظاهري 05/11+ (متغير) دارد. نوع طيفش M5.5Vc است.
ستارگان آلفاسنتوري A و آلفا سنتوري B ستارگان دوگانه نزديك ما هستند.

چرا ستارگان چشمك مي زنند؟

اگر در يك شب شفاف به ستارگان نگاه كنيد به نظرتان مي رسد كه چشمك مي زنند و ميزان درخشش آنها بسيار متفاوت است. همچنين در آسمان شب خيلي آهسته حركت مي كنند. اگرشما جهت چند ستاره را در چند ساعت نقشه برداري كنيد، مشاهده خواهيد كرد كه همه ستارگان خيلي آهسته، تنها به اندازه يك نقطه در آسمان جابه جا می شوند.وقتي از سطح زمين به ستارگان نگاه مي كنيم چشمك مي زنند. چون ما آنها را از ميان لايه هاي ضخيم هواي در حال حركت جو زمين مشاهده مي كنيم. بنابراين دليل چشمك زدن ستارگان حركت جو زمين است. همه ستارگان (به جز خورشيد) در آسمان زمين به صورت نقطه هاي ريزي ظاهر مي شوند. نور ستاره به صورت اشعه مستقيم وارد جو مي شود اما حركت هوا به طور دايم مسير نور را وقتي از ميان جو عبور مي كند، تغيير مي دهد. همان طور كه نور ستاره از ميان تعداد زياد لايه هاي جو زمين عبور مي كند، بارها و در مسيرهاي تصادفي و بدون هدف خم مي شود (نور هنگامي كه با تغيير ميزان تراكم مواجه مي شود- مثل يك بسته از هواي سرد يا هواي داغ- خم مي شود. نتيجه اين خم شدن تصادفي اين است كه ستاره چشمك مي زند. اگر در يك استخر شنا بايستيد و به پايين نگاه كنيد تأثير مشابهي را مشاهده مي كنيد. اگرچه آب تقريباً كاملاً آرام است، به نظر مي رسد كه حركت مي كند و شكلش تغيير مي كند. اين وضعيت به خاطر اين رخ مي دهد كه آب در حال حركت به طور دايم راه اشعه نور را كه از پاي شما به چشمانتان مي رسد، تغيير مي دهد. در اين حالت پاي شما هم كوتاه تر به نظر مي رسد.

توپ درخشان

ستاره يك توپ درخشان در فضاست كه مقدار بسيار زيادي نور و انواع دیگر انرژي ها را توليد مي كند. خورشيد يك ستاره است و انرژي نوراني و گرمايي زمين را تأمين مي كند. خورشيد يك ستاره با اندازه متوسط است. ستارگان به جز خورشید، شبيه به نقاط چشمك زن نور به نظر مي رسند. خورشيد از زمین شبيه به يك توپ بزرگ است, زيرا از بقيه ستارگان به زمین نزدیک تر است. ستارگان مي توانند ميلياردها سال زندگي كنند. يك ستاره موقعي متولد مي شود كه يك ابر بسیار عظیم از هيدروژن به قدري داغ می شود كه می تواند سوخت هسته اي بسوزاند (مقادير بسيار زيادي گرما و انرژي تابشي توليد كند). هنگامي كه سوخت هسته اي ستاره تمام مي شود (در مدت حدود پنج ميليارد سال)، هسته اش متراكم و به هم فشرده مي شود, در حالی که لایه های بیرونی ستاره گسترش پيدا مي كند. به این ترتیب ستاره به يك ستاره غول آسا تبديل مي شود كه در نهايت منفجر مي شود و به يك شيء سرد و تاريك تبديل مي شود (ستاره بسته به جرمی که داشته به كوتوله سياه، ستاره نوتروني يا سياهچاله) تبديل مي شود.

سیاره ای در خارج از منظومه شمسی

منجمان سیاره ای را در خارج از منظومه شمسی ردیابی کرده اند که بیش از هر سیاره خارجی دیگری که تا به امروز کشف شده به زمین شباهت دارد؛ کره ای که امکان دارد آب بر سطح آن جاری باشد

http://www.persiangeo.com/images/stories/world/img/earth233.jpgاین سیاره در مدار ستاره کم فروغی به نام "Gliese 581" که فقط 20 سال و شش ماه نوری از زمین فاصله دارد در صورت فلکی "میزان" (Libra) کشف شده است.به گزارش بی بی سی، دانشمندان این کشف را با کمک تلسکوپ 6/3 متری "اسو" (رصدخانه جنوبی اروپایی) انجام داده اند.آنها می گویند دمای ملایم سطح سیاره بدان معنی است که هرگونه آبی در آن احتمالا در حالت مایع وجود دارد و این موضوع شانس وجود حیات در آن را افزایش می دهد.استفان اودری از رصدخانه ژنو که نویسنده اصلی مقاله ای علمی در این باره است می گوید: "ما تخمین زده ایم که میانگین دمای این 'ابرزمین' چیزی میان صفر و 40 درجه سانتیگراد باشد، و بنابراین آب در آن در حالت مایع خواهد بود.""به علاوه، شعاع آن تنها باید یک و نیم برابر شعاع زمین باشد، و مدل ها پیش بینی می کند که این کره یا سنگی است - مثل زمین - یا پوشیده از اقیانوس ها."خاویر دلفوسه، از اعضای تیم محققان دانشگاه گرنوبل، افزود: "همانطور که می دانیم آب برای وجود حیات اهمیت اساسی دارد."به اعتقاد وی این سیاره ممکن است به هدف خیلی مهمی برای ماموریت های آینده فضایی جهت یافتن زندگی فرازمینی بدل شود.در اینگونه ماموریت ها تلسکوپ هایی در فضا قرار داده خواهد شد که می توانند "نشانه های" نوری گویای وجود فرآیندهای بیولوژیکی را ردیابی کنند.این رصدخانه های فضایی در پی ردیابی آثار گازهای جوی مانند متان و حتی نشانگرهای کلوروفیل، رنگدانه های گیاهان زمینی که نقشی حیاتی در فتوسنتر بازی می کنند، برخواهند آمد.ردیابی 'غیرمستقیم'این سیاره خارجی کوچکترین سیاره یافت شده تا به امروز است و ظرف تنها 13 روز یک دور کامل حول ستاره مرکزی می گردد.در اصطلاح منجمان به سیاراتی که حول سایر ستاره ها غیر از خورشید می گردند سیاره خارجی گفته می شود.فاصله این سیاره از ستاره مرکزی چهارده بار کمتر از فاصله زمین از خورشید است.با این حال با توجه به اینکه این ستاره مرکزی کوچکتر و سردتر - و در نتیجه کم فروغ تر - از خورشید است، سیاره مورد نظر در "ناحیه قابل سکونت" اطراف آن، یعنی ناحیه ای که آب می تواند در آن به صورت مایع باشد قرار دارد.منظومه گلیس 581 توسط رصدخانه جنوبی اروپایی (European Southern Observatory) در لا سیلا واقع در کویر آتاکاما شناسایی شد.پژوهشگران برای این اکتشاف، از یک ابزار بسیار حساس که می تواند تغییرات بی نهایت کوچک در شتاب یک ستاره هنگام کشیده شدن توسط نیروی گرانش سیاره ای در آن اطراف را اندازه گیری کند استفاده کردند.منجمان هنوز مجبور به توسل به این شیوه ها هستند زیرا تلسکوپ های فعلی قادر به عکس گرفتن از اجرام آسمانی خیلی دوردست و کم فروغ مانند سیارات خارجی نیستند، به ویژه اگر در نزدیکی ستاره ای درخشان قرار داشته باشند.تاکنون وجود سه سیاره در منظومه گلیس 581 استنباط شده است. به غیر از "اَبَر زمین" دو سیاره دیگر یکی 15 برابر زمین و دیگری 8 برابر زمین در این منظومه وجود دارد.کشف تازه باعث هیجان زیادی میان دانشمندان شده است.از میان 200 سیاره خارجی که تاکنون کشف شده، شمار بسیار زیادی از آنها غول های گازی از نوع مشتری هستند که دمای آنها به علت نزدیکی به خورشیدهای داغ، بسیار بالاست.الیسون بویل، مسئول بخش نجوم در موزه علوم لندن در مورد این اکتشاف گفت: "از همه سیاراتی که تاکنون در اطراف سایر ستاره ها پیدا کرده ایم، این یکی طوری به نظر می رسد که گویی حاوی مخلفات لازم برای حیات باشد.""فاصله اش از ما 20 سال نوری است یعنی به این زودی ها به آن پا نخواهیم گذاشت و باید منتظر انوع تازه فناوری های رانشی که می تواند در آینده تغییر کند باشیم. و واضح است که تلسکوپ های قدرتمندی را بر آن متمرکز خواهیم کرد تا ببینیم چه می توانیم رؤیت کنیم.""اینکه آیا جای دیگری (غیر از زمین) زندگی وجود دارد یا نه سوالی اساسی است که همه ما می پرسیم."
__________________

چشم،کهکشان،آسمان،شهاب،(cassini )،سیاره زحل،عالم بی انتها،فضا،خوشه پروین

کره ماه

ماه تنها قمر سیارهٔ زمین است. میانگین فاصله ماه تا زمین ۳۸۴٬۴۰۳ کیلومتر و قطر ماه ۳٬۴۷۶ کیلومتر است. کره ماه در حقیقت نزدیکترین جرم آسمانی به زمین محسوب می شود. نور می‌تواند تقریباً در مدت ۱٫۳ ثانیه فاصله بین زمین تا ماه را طی نماید.نشانهٔ نجومی ماه ☾ است.
در سال ۱۹۶۹ نخستین فضانوردان به نام‌های نیل آرمسترانگ و باز آلدرین در قالب پروژه آپولو بر سطح ماه فرود آمدند.
نیم‌کره‌ای از ماه به طور دائمی رو به زمین قرار دارد که سمت نزدیک ماه نامیده می‌شود. نیمه پنهان ماه را سمت دور ماه می‌نامند. سنگین بودن نیمهٔ آشکار ماه و اثر گرانش زمین بر روی آن باعث این تقسیم شده‌است.

شرایط ماه

بر خلاف زمین، ماه نه دارای آب است، نه هواکره، نه زندگی و نه میدان مغناطیسی. نمی‌توان گفت که ماه کاملاً غیر فعال است، زیرا «ماه لرزه» را باید نشانه‌ای از وجود نوعی حرکت در درون آن دانست. قطعاً ماه در دوران گذشته، آتشفشانهایی داشته است؛ اما غالب حفره‌هایی را که در آن می‌‌بینیم، نتیجه اصابت سنگهای آسمانی در اولین روزهای شکلگیری آن است. بعضی از این حفره‌ها عظیم اند عمق حفره نیوتون ۸٬۰۰۰ متر است. هنگامی که سفینه فضایی شوروی به نام لونا ۳ از پشت ماه عکس گرفت، دانشمندان دیدند که روی پنهان ماه درست مانند روی آشکار آن نیست. در آنجا، تعداد حفره‌ها بسیار بیشتر بود؛ اما به طور کلی، از حفره‌های روی آشنای ماه کوچک‌تر بودند.

شکل گیری ماه

ماه و زمین بطور هم‌زمان و حدود ۴.۵ میلیارد سال پیش شکل گرفتند. اینکه ماه دقیقا چگونه بوجود آمده هنوز معلوم نشده است. ممکن است همراه با زمین در اوایل شکل گیری منظومه شمسی شکل گرفته باشد، یا اینکه بعدها جذب میدان جاذبه شده و در مدار قرار گرفته است. نظریه‌ای که بیش از سایر نظریه‌ها پذیرفته شده این است که ماه از برخورد یک سیارک به اندازه مریخ به زمین بوجود آمده است. اثرات متقابل جاذبه‌های زمین و ماه بر همدیگر باعث افزایش مدت حرکت وضعی هر دو جسم شده است. به‌عنوان مثال ، زمانی مدت حرکت وضعی زمین (طول شبانه روز) فقط ۱۰ ساعت بود، اما این زمان به ۲۴ ساعت کنونی افزایش یافته است. اگر این روند همچنان ادامه پیدا کند، طول ماهها به ۴۷ روز خواهد رسید. اما مقیاس زمانی این روند بسیار طولانیتر از طول عمر خورشید بوده ، بنابر این منظومه شمسی عمر کافی برای رسیدن به آن زمان را نخواهد داشت. قطر خورشید ۴۰۰ برابر قطر ماه و فاصله آن از زمین نیز ۴۰۰ برابر فاصله ماه از زمین است. این اتفاق باعث می‌شود تا هم ماه و هم خورشید به یک اندازه به نظر رسیده و در هنگام کسوف تمام سطح خورشید گرفته شود.

چرا ماه به روی زمین سقوط نمی‌کند

زمین با نیروی گرانش ماه را به سوی خود می‌کشد. اگر انسان ماه را که در حقیقت بی وقفه به دور سیاره ما می‌چرخد، از گردش باز می‌داشت، ماه فقط برای مدت کوتاهی ثابت می‌ایستاد، آنگاه با سرعتی فزاینده به سمت زمین می‌شتافت و در نهایت با آن برخورد می‌کرد. البته این عمل میسر نیست. ماه از همان زمانهای اولیه با سرعتی برابر ۳۶۵۹ کیلومتر در ساعت به دور زمین در حال گردش بوده است. در اثر این حرکت گردشی ، یک نیروی گریز از مرکز به سمت خارج ایجاد می‌شود، که درست به اندازه نیروی گرانش زمین که به سمت داخل کشش دارد، است. این دو نیروی مخالف ، اثر یکدیگر را بطور متقابل خنثی می‌کنند، به نحوی که ماه هموراه بر مدار خود باقی می‌ماند.

دهانه‌ها و دریاوار‌ها

بیش از ۳.۵ میلیارد سال پیش ، سطح ماه به شدت توسط شهاب‌سنگ‌ها بمباران شد و گودال‌های زیادی به نام دهانه در سطح آن بوجود آمدند. وسعت بعضی از این دهانه‌های برخوردی به ۳۰۰ کیلومتر (۱۸۵ مایل) می‌رسد که توسط دیواره‌هایی از کوههای سنگی که بر اثر برخورد شهاب سنگها بوجود آمده اند، محصور شده اند. بعضی از گودالها ، دیوارهای تراس دار یا حلقه‌های کوهستانی هم مرکز داشته و در اکثر آنها قله‌هایی نیز وجود دارند. دهانه‌هایی که رگه‌های بزرگ و درخشان توف نام دارند، بسیار تماشایی هستند. تعدادی از گودالهای بزرگ‌تر از گدازه آتشفشانی پر شده و دریاهایی در سطح ماه بوجود آورده‌اند.
سوی رو به زمین کره ماه (سوی نزدیک)، ظاهری بسیار متفاوت نسبت به سوی دور آن دارد. علت آن اینست که پهنه‌های زیادی از این سوی ماه بر اثر فعالیت‌های آتشفشانی با گدازه‌های تیره‌رنگ پوشیده شده‌اند و آبگیروارهای گوناگونی را بوجود آورده‌اند ولی سوی دور ماه همچنان به شکل قدیم یعنی آکنده از گودال باقی مانده‌است.[۱]

هلال و بدر چگونه تشكیل می‌شود

خورشید خود می درخشد، ماه را از این رو می‌بینیم که خورشید به آن می‌تابد. اگر آن روی ماه که به سوی ماست، بطور کامل مورد تابش خورشید قرار گیرد، ما ماه را بصورت قرص کامل و به عبارت دیگر در حالت بدر مشاهده می‌کنیم. اگر نور خورشید فقط قسمتی از آن روی ماه را که بسوی ماست در بر گیرد، ما ماه را بر حسب میزان تابش نور بصورت هلال باریک نوری ، نیم قرص و یا به صورت یک گلوله تقریباً گرد نورانی می‌بینیم. این پدیده‌های نوری را فازها یا صورتهای مختلف ماه می‌نامند.
هنگامی که ماه در جهت تابش خورشید قرار گیرد، دیده نمی‌شود، زیرا در تابش شدید خورشید محو می‌گردد و علاوه بر این ، آن روی ماه که بسوی ماست مورد تابش واقع نمی‌گردد. این وضعیت را ماه نو می‌نامیم. اکنون ماه بر روی مدار خود به حرکت ادامه می‌دهد و پس از چند روز به طور محسوسی در سمت چپ و یا در شرق خورشید واقع می‌شود. در این وضعیت قسمت کوچکی از نیمه رو به زمین ماه ، تحت تابش نور خورشید قرار می‌گیرد. در این دوران ماه را در اوایل شب بصورت داس باریکی که البته روز به روز بر قطر هلال آن افزوده می‌شود، مشاهده می‌کنیم، زیرا در این وضع ماه بعد از خورشید غروب می‌کند.
تقریباً یک هفته پس از ماه نو ، از دید ناظر زمینی ، ماه دقیقا از پهلو مورد تابش نور خورشید واقع می‌شود. در این حالت انسان نیمی از ماه را تاریک و نیم دیگر را روشن می‌یابد؛ این وضعیتیک‌چهارم نخست نامیده می‌شود. دوباره یک هفته بعد ، ماه از دید این ناظر ، دقیقا در مقابل خورشید قرار می‌گیرد. در این حالت ماه به صورت قرص کامل نورانی می‌شود ، که به آن بدر (یا در اصطلاح عامیانه ماه شب چهاردهم) می‌گویند.
از این حالت به بعد از قطر قسمت نورانی ماه کاسته می‌شود. تقریباً هفت روز پس از بدر ، دوباره یک‌چهارم دوم حادث می‌شود. ماه در این حالت از دید ناظر زمینی اکنون در سمت راست یا در غرب خورشید قرار دارد و به عبارت دیگر قبل از طلوع خورشید در آسمان صبحگاهی پدیدار می‌شود، تا بالاخره دوباره به وضعیت ماه نو می‌رسد.

گام‌های ماه

همیشه ۵۰ درصد سطح ماه در معرض نور خورشید قرار دارد. میزان ناحیه روشن ماه ، به موقعیت ماه نسبت به زمین و خورشید بستگی دارد. اندازه ناحیه قابل رویت ، از کاملاً تاریک تا ماه کامل متغیر است. این دوره کامل هشت مرحله دارد که اهله ماه نامیده می‌شوند. چرخه گام‌های ماه، هر ۲۹.۵۳ روز کامل می‌شود.

برنامه‌های اکتشافی

از آنجا که ماه نزدیکترین جرم آسمانی به ماست، و از آنجا که تا به حال چندین بار فضانوردان آمریکایی بر سطح آن فرود آمده‌اند و در نواحی کوچکی از آن به کاوش پرداخته‌اند، اطلاعات زیادی درباره آن داریم. برنامه‌های فضایی آپولو که در دههٔ ۱۹۶۰ بسیار موفق آمیز بودند، دیگر تکرار نشدند؛ زیرا پر خطر و پر هزینه بودند. وقتی در قسمت فرماندهی آپولو ۱۳ انفجاری رخ داد و سفینه فقط توانست سریع به زمین باز گردد، هیچ کس در مخاطره آمیز بودن آن برنامه‌ها شک نکرد.

ماموریت آپولو ۱۲

پروژه های ماه در ایران

ایرانی ها اگرچه توان ارسال فضاپیما به ماه را ندارند، لیکن بیکار هم نبوده اند. تصویر برداری از ماه آن هم با زمینه های هنری و نجومی از طرفداران زیادی در ایران برخوردار است. گروه دیگری ماه را هموراه زیر نظر دارند و هر رویدادی را که به نحوی با آن در ارتباط باشد از نظر دور نمی دارند. تعداد بسیار زیادی هم هلال اول و آخر ماه را برای تصحیح تقویمهای اسلامی به صورت دائم رصد می کنند(پایگاه رویت هلال). در این میان رصدخانه کوثر.1 هم با همکاری ماه شناسان داخلی و خارجی کاوشگر مجازی ماه را به زبان فارسی به عنوان دائره المعارف تصویری ماه اجرا نموده است.

ماه در اساطیر

در اساطیر میان‌رودان خدای ماه را ایزدبانو سین می‌نامند.

منابع
^ ابن سینا، حدود یا تعریفات با مقدمه و تعلیقات مترجم همراه با متن عربی، ترجمهٔ محمد مهدی فولادوند، دوم. تهران: انتشارات سروش ۱۳۶۶
↑ آسیموف، ایزاک، ماه زمین، ترجمه محمدرضا غفاری، تهران: دفتر نشر فرهنگ اسلامی، چاپ ششم ۱۳۷۴، ص۳۱
‎

ویژگی،تعداد و نحوه آشکارسازی سیاهچاله ها

ویژگی سیاه‌چاله‌ها
فیزیکدانان به یاری تجهیزات کوچک، توصیف نسبتاً جامعی از سیاهچاله‌ها به دست داده‌اند. به باور دکتر جان ویلر و دکتر رئو روفینی از دانشگاه پرینستون سیاهچاله‌ها اندازه و شکلی به مفهوم قراردادی آن ندارند اما آنها در محدوده یک قطر ۱۵ کیلومتری عمل می‌کنند. سیاهچاله‌ها جرمهای متفاوتی بین جرم خورشید و صد میلیون برابر جرم خورشید دارند. سیاهچاله‌ها مثل گرداب عمل می‌کنند. هر جرم با انرژی سرگردانی که به یک سیاهچاله‌ نزدیک شود (در داخل فاصله معینی که افق آن خوانده می‌شود) بطور مقاومت ناپدیری به درون گرداب، که همان سیاهچاله‌، است کشیده می‌شود. نیروهای کشندی شدید درون سیاهچاله‌ها ماده را در یک سمت می‌کشد و منبسط می‌کند و در سمت دیگر می‌فشرد و خرد می‌کند. تا آن که آن ماده به کلی تجزیه و جزء فضای خمیده و سیاهچاله‌ شود.
خواص دیگر سیاهچاله‌ها از این هم عجیب تر است. زمان و مکان خصوصیات خود را در درون ستاره کاملاً فرو پاشیده ردو بدل می‌کنند. هر شی در شرایط عادی اندازه خود را نگه می‌دارد ولی نمی‌تواند از عمر فیزیکی بگریزد. در درون سیاهچاله‌ بر اشیا عمری نمی‌گذرد، ولی مداوماً کوچک‌تر می‌شوند. مشاهده کنندگان سیاهچاله‌ از فاصله مطمئن و ایمنی نمی‌توانند واقعاً آن را ببیند، زیرا نور مانند شکلهای دیگر انرژی، تحت تأثیر مکش سیاهچاله‌ است.
همچنانکه نور به درون آن کشیده می‌شود، به طور بی پایانی به انتهای قرمز طیف رنگها تغییر مکان می‌دهد و سیاهچاله‌ را سیاه و بنابراین نامرئی می‌کند. اگر سیاهچاله‌ها اندکی مرئی بودند، مشاهده کنندگان، این ستارگان را درست آن گونه که پیش از فروپاشی هزاران میلیون سال پیش رخ داده بود می‌دیدند. علت آن است که وقتی ستاره به سیاهچاله‌ تبدیل می‌شود، نسبت به ناظران بیرونی بی درنگ گذشت زمان در آن متوقف می‌شود. به عقیده جان ویلر و دکتر روفینی (علائم و اطلاعات مربوط به مرحله‌های بعدی فرو پاشی هرگز نمی‌گریزند، بلکه در فرو پاشی خود هندسه (زمانی و مکانی) درگیر می‌شوند.)
تعداد سیاهچاله‌ها در جهان
به عقیده‌ای.جی.دابلیو. کامرون از دانشگاه یشیوا ممکن است جهان پر از سیاهچاله‌ باشد. نظریه کیهان‌شناسی پیش بینی می‌کند که جهان شامل مقدار مشخصی ماده‌است. اما اخترشناسان از مشاهده هایشان استنباط کرده‌اند که تقریباً ماده به اندازه کافی وجود ندارد تا این پیش بینی‌ها را عملی سازد. ماده مشاهده شده به اندازه قابل ملاحظه‌ای کمتر از ماده پیش بینی شده‌است. دکتر کامرون بر آن است که ماده گمشده ممکن است به وسیله شمار زیادی سیاهچاله‌ بلعیده شده باشد.
تاریخ شیمیایی جهان نشان می‌دهد که نخستین ستارگانی که تشکیل شده‌اند بسیار بزرگ بوده‌اند و انتظار می‌رود به سیاهچاله‌ها تبدیل شوند. با قطعیت نمی‌توان گفت که همه ستارگان ناگزیر به سیاهچاله‌ها مبدل می‌شوند. دانشمندان نشان داده‌اند که ستارگان نا متقارن ستارگانی که تقارن کروی تقریباً کامل ندارند به این سرنوشت دچار می‌شوند. اما به عقیده وای. ب. زلدوویچ فیزیکدانان شوروی و گروه انگلیسی استیون هاوکینگ، راجر بن روز و روبرت چراک، عدم تقارن شکلی کوچک، یک ستاره بزرگ را نجات نخواهند داد.
آشکارسازی سیاهچاله‌ها
یک از راههای کشف سیاهچاله‌ها استفاده از امواج گرانشی است که هنگام فروپاشی گسیل می‌دارند. هر جرم اختری از حیث شکل نامتقارن تششع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. جوزف وبر از دانشگاه مریلند، پیش کسوت رشته تشعشع گرانشی، رویدادهای زیادی را کشف کرده‌است که حاکی از ویرانی وسیع ماده در جهان، از راه فروپاشی گرانشی است. کارافزار او عبارت است از آنتن‌های آلومینیومی، ابزاری که به‌وسیله سیمهایی در داخل اتاقهای حفاظ داری آویزانند. این کار افزار او قادر به کشف سیاهچاله‌ است، اما متاسفانه این کار را نمی‌تواند به دقت انجام دهد.

سیاهچاله

دو سیاهچاله که دور هم در حال گردش هستند.
سیاه‌چاله‌ها اجرام فضایی دارای شعاع بسیار کم (در حدود یک دهم شعاع زمین) و جرم بسیار زیاد می‌باشند (بیش از ۵ برابر جرم خورشید). یکی از خصوصیات آن‌ها گرانش زیاد آن‌ها است که حتی نور را هم در خود جذب می‌کند.(این برداشت که نور جذب سیاه چاله‌ها می‌شود کاملاً غلط است چون در نظریه نسبیت عام اینشتین گفته شده‌است که فضا-زمان به علت وجود ماده انحنا پیدا می‌کند که در سیاه چاله‌ها حتی انحنا باعث ناپیوستگی در فضا زمان می‌شود و چون نور در این فضا-زمان حرکت می‌کند به ناچار وارد سیاه چاله می‌شود) گفتنی است.
مهم‌ترین یافته‌های اخترشناسی سالهای ۱۹۶۰ تپ‌اخترها و اخترنماها هستند. تپ اخترها منابع رادیویی و (حداقل در یک مورد) منبع نوری تپنده منظم هستند. اختر نماها منابع نوری و رادیویی بسیار شدیدی هستند که ظاهراً از زمین فاصله زیادی دارند.
کشف تپ اخترها و اخترنماها بیشتر در نتیجه پیشترفتهای اخترشناسی رادیویی تحقق یافت که در سالهای ۱۹۷۰ منجر به جستجوی طبقه تازه‌ای از اشیای آسمانی شد.
این پدیده‌ها، سیاهچاله‌ نامیده می‌شوند زیرا حتی نور توانایی گریز ندارد(به عبارت فیزیکی سرعت فرار آن از سرعت نور بیشتر است) و بدنی جهت تاریک دیده می‌شوند محوطه‌ای که در دید تاریک دیده می‌شود افق رویداد و به شعاع آنشعاع شوارتزیلد می‌گویند.
اخترفیزیکدانان، سیاهچاله‌ها را که بسیار کوچکند، آخرین مرحله تاریخ زندگی ستارگان بسیار بزرگ می‌دانند. دانشمندان، سیاهچاله‌ها را که بر اثر نیروی گرانش خودشان فرومی‌پاشند، از نظریه نسبیت عمومی آلبرت اینشتین استنتاج کرده‌اند. نظریه اینشتین در نظریه جاذبه (گرانش) نیوتون کاملاً تجدید نظر کرده‌است.
اگر یک سیاهچاله‌ در فضای خارجی کشف شود. این رویدادها برای فیزیک و اخترشناسی با اهمیت خواهد بود. فیزیک کلاسیک نمی‌تواند سیاهچاله‌ را تبیین کند. اگر یک سیاهچاله‌ وجود داشته باشد، نسبیت عمومی به طور واقعی مورد تایید قرار خواهند گرفت.
تبدیل ستارگان بزرگ به سیاه‌چاله‌ها
ابتدا برای فهم بهتر سیاهچاله‌ها بد نیست این را بدانید سیاهچاله‌ها به قدری متراکمند که اگر کل کرهٔ زمین قطرش به ۰/۹ سانتیمتر تقلیل یابد اما جرمش ثابت بماند به یک سیاهچاله تبدیل میگردد.
بر سر ستاره در حال مرگی که بیش از ۱٫۴ برابر خورشید است چه می‌آید؟ حتی نیروی قوی نیز نمی‌تواند سرعت فرو پاشی درونی آن را متوقف سازد. و این ستاره کاملاً فرو می‌پاشد و از مرحله ستاره نوترونی فراتر رفته و حتی به یک شی کوچک‌تر و چگال تر یعنی سیاهچاله‌ تبدیل می‌شود.اگر هر جسم را به اندازه شعاع شوارتز شیلد منقبض کرد ان به یک سیاه چاله تبدیل می‌شود شعاع شوارتز شیلد زمانی ایجاد می‌شود که سرعت گریزه از جاذبه به سرعت نور برسد
فروپاشی کامل به معنای آن نیست که سیاهچاله‌ از روی صفحه جهان محو می‌شود. همان طور که به‌وسیله اینشتین توصیف شده‌است ساختار فضا- زمان فرو پاشی بی پایان را منتفی می‌کند و به جای آن یک انحنای غیر مادی، نامرئی و واقعی فضا را به وجود می‌آورد. یک سیاهچاله‌ را می‌توان به مرد نامرئی سنگین وزنی تشبیه کرد که روی یک نیمکت نشسته‌است. او دیده نمی‌شود ولی وزن او در نیمکت فرورفتگی ایجاد می‌کند.
سیاهچاله‌ برای فیزیکدانان نظری چیز تازه‌ای نیست. در سال ۱۹۳۹ج. اوپنهایمرو هارتلند و اس. اشنایدر برای نخستین بار سیاهچاله‌ها را به عنوان نتیجه‌ای از نسبیت عمومی پیشنهاد کردند ولی در آن زمان برای تشخیص آنها هیچ راه معلومی وجود نداشت. اما با پیشترفت اخیر اخترشناسی رادیویی و کشف علائم رادیویی توضیح ناپذیر از اعماق فضا، سیاهچاله‌ها به صورت موضوع بسیار مهم اخترشناسی درآمده‌اند. دانشمندان معتقدند که این اشیای نظری پدیده‌های با انرژی فوق العاده چون اختر نماها و تپ اخترها می‌توانند نقشی داشته باشند. سیاهچاله‌ها و ستارگان نوترونی تنها اشیای شناخته شده در فیزیک هستند که برای انجام مشاهده‌های اخترشناختی روی چنان فرستنده‌های بسیار نیرومند تشعشع، به اندازه کافی فشرده و پر جرمند.

انواع کهکشان

جفت کهکشانی آی.جی 29 و آی.جی 30در این تصویر که رنگهایش ساختگی هستند، یکدنباله کشندی دو کهکشان را به هم وصل کردهشکل یک قارچ چتری را بوجود می‌آورد.

آشوب کیهانیاین تصویر که توسط تلسکوپ فضایی هابل تهیه شدهنمایانگر ناحیه مرکزی کهکشان فعال ان.جی.سی1069 می‌باشد.

بازماندگان گذشته‌هاتقریبآ تمام ستاره‌های کهکشانهای بیضویمانند ان.جی.سی 1399 که در تصویر می بینیددارای طول عمری بیش از 10 میلیارد سال هستند.

ستاره‌ها در قسمت میله‌ایبرخی کهکشانهای مارپیچی دارای چندین بازوهستند، ولی یک کهکشان مارپیچی میله‌ای ماننداین که در تصویر می‌بینید (ان.جی.سی 1313) ، فقط دو بازو دارد.

چرخش در فضاچنانچه در کهکشان ام100 مشاهده می‌شود، ستاره‌هاو ابرهای گازی بطور مارپیچ از بازویی به بازوی دیگر درحرکت هستند. این عامل سبب تشکیل ستاره‌هایجدید در ابرهای گازی آبی رنگ می‌شود.

منظومه کهکشانی بزرگاندازه ابر ماژلانی بزرگ ، تقریبا یک چهارم اندازهکهکشان راه شیری است و حتی می‌توان آنرا قمرکهکشان راه شیری است و حتی می‌توانآنرا قمر کهکشان راه شیری به حساب آورد.