یک کاوشگر اروپایی برای نخستین بار، ۵۰۰ میلیون کیلومتر دور از زمین، بر سطح یک دنباله‌دار فرود آمده است، با این همه به دلیل اینکه موفق نشده به خوبی خود را در محل قرار گرفتنش استوار کند، نگرانی‌هایی در مورد فعالیت آن وجود دارد.

این کاوشگر که «فیله» نام دارد، در حالی‌که متخصصان در سازمان فضایی اروپا، در آلمان، مشغول کنترل آن بودند بر سطح «دنباله‌دار ۶۷پ/چوریوموف-گراسیمنکو» فرود آمد.

مراحل فرود این روبوت با خطرپذیری بسیار همراه بوده است، و پس از فرود کسانی که هدایت آن را در اتاق فرمان در دارمشتات بر عهده داشتند به خوشحالی پرداخته‌اند.

هرچند معلوم نیست خوشحالی آنها چه اندازه طول بکشد؛ پیام‌های رادیویی دریافتی اولیه نشان می‌دهند که کاوشگر اروپایی احتمالا بر سطحی نرم فرود آمده یا به آرامی بلند شده و دوباره فرود آمده است.

در هر حال این احتمال وجود دارد که این روبوت نتوانسته باشد به خوبی در جایی که فرود آمده قرار گیرد.

کومت ۶۷پ؛ دبناله‌داری که فیله بر آن فرود آمده است

اما هدایت‌گران فیله همچنان به ادامه عملیات آن خوش‌بین هستند.

به گزارش خبرگزاری فرانسه استفان اولامک، مدیر عملیات فرود «فیله»، می‌گوید «ما خوشبختانه آنجا قرار گرفته‌ایم. وضعیتمان با آنچه در اصل می‌خواستیم، کمی فرق می‌کند، اما می‌توانیم به کاوش ادامه دهیم».

به گفته آقای اولامک، تا همین الان هم این کاوشگر «مقدار زیادی اطلاعات» به زمین ارسال کرده است.

دنباله‌دار نوعی گلوله کیهانی‌ست که از سنگ و غبار و گازهای منجمد تشکیل شده است. موادی که یک دنباله‌دار را می‌سازند با آنچه در ساخت سیارک‌ها یا شهاب‌ها وجود دارد، متفاوت است.

کاوشگر فیله می‌تواند اطلاعات مهمی در مورد سطح دنباله‌دار و ترکیبات آن برای زمین ارسال کند. اطلاعاتی که می‌تواند به دانشمندان کمک کند از نقطه آغازین منظومه شمسی که خورشید ما و زمین در آن قرار دارند، دریافت و درک بهتری پیدا کنند.

کاوشگر فیله از سفینه مادر که «روزتا» نام دارد جدا شده و به سوی این دنباله‌دار حرکت کرده است.

انتشار تصاویر تازه از سطح یک دنباله دار توسط کاوشگر <<فیله>>

ادامه مطلب......

دریاچه‌ای که میلیارد‌ها سال پیش دهانه آتشفشانی به شعاع ۱۵۴ کیلومتر را پر کرده بود، می‌تواند یک یافته مهم برای وجود حیات در کره مریخ باشد که شبیه‌ترین سیاره به کره زمین در منظومه شمسی است.

دانشمندان روز دوشنبه ۱۷ آذر گفتند دریاچه‌ای که کاوشگر ناسا به نام کیوراسیتی (کنجکاوی) مشغول بررسی آن است، نظریه‌های مربوط به حیات میکروبی در این سیاره را تقویت می‌کند.

به گزارش خبرگزاری رویترز، این نظریه تازه دانشمندان مبتنی بر اطلاعاتی است که کاوشگر ناسا از اوت سال ۲۰۱۲ تاکنون جمع آوری کرده است.

دانشمندان لایه‌های صخره‌ای حاوی رسوبات آبرفتی را کشف کردند که به سمت مرکز دهانه آتشفشانی متمایل بودند. این صخره‌ها شکل تپه‌ای به ارتفاع پنج کیلومتر را دارند که «کوه تیز» نام گرفته است.

پژوهشگران کاوشگر کیوراسیتی در گفت‌وگوی تلفنی به خبرنگاران گفتند نتیجه اطلاعات جدید این است که «کوه تیز» زمانی در حدود سه و نیم میلیارد سال پیش و هنگامی که دهانه آتشفشانی پر از آب بود وجود نداشته است.

جان گراتزینگر یکی از دانشمندان موسسه تکنولوژی کالیفرنیا گفت: «کشف این لایه‌های شیب‌دار کاملا غیر منتظره بود. رسوب‌شناسی پیشرو‌ترین روش برای شناخت لایه‌های زمین است. وقتی شرکت‌های نفتی داده‌های لرزه‌نگاری را در جاهای مختلف جمع آوری و بررسی می‌کنند، به دنبال لایه‌های شیب‌دار می‌گردند. چون هندسه و زوایای این لایه‌ها محل صخره‌هایی را که در جستجوی آن هستیم به ما نشان می‌دهند».

کاوشگر کیوراسیتی کمی پس از فرود کشف کرد که سیاره مریخ در زمان‌های دور دارای عناصر شیمیایی و شرایط زیستی برای وجود حیات میکروبی بوده است. این یافته هدف اولیه ماموریت این مریخ پیما بود.

این کاوشگر سپس برای پیدا کردن حفره‌های قابل زیست به سمت «کوه تیز» به حرکت در آمد. هدف دانشمندان کشف این نکته بود که آیا در مریخ مانند کره زمین شرایط زیست محیطی مناسب برای شکل گرفتن حیات به اندازه کافی ادامه پیدا کرده است یا نه. دانشمندان هنوز نمی‌دانند شکل گرفتن حیات در کره زمین چه مدتی طول کشیده است.

مایکل مایر کار‌شناس برنامه‌های ناسا در مریخ گفت: «اندازه دریاچه در این دهانه آتشفشانی، طول زمان و آثار به جا مانده از مسیر آب نشان می‌دهد که ممکن است برای شکل گرفتن و ادامه حیات زمان کافی وجود داشته است».

مطالعات جدیدی که هنوز منتشر نشده‌اند به مجموعه‌ای از دوره‌های خشکسالی در دهانه «گیل» اشاره می‌کنند. این یافته‌ها با نظریه موجود که دوره‌های هوای گرم مریخ را کوتاه مدت و در آغاز پیدایش این سیاره می‌دانند، در تناقض است.

کاوشگر کیوراسیتی از زمان فرود بر مریخ در سال ۲۰۱۲ هشت کیلومتر روی سطح این سیاره حرکت کرده است.

شفق قطبی پدیده‌ای است که بر اثر فعالیت‌های خورشیدی به وجود می‌آید؛ از ذرات پرانرژی و دارای بار الکتریکی که اغلب ذرات زیراتمی هستند، مثل پروتون‌ها و الکترون‌ها یا هسته‌های سنگین‌تر اتم‌ها. پرتاب این‌ها که پیوسته از خورشید به صورت باد خورشیدی انجام می‌شود و این ذرات سراسر منظومه‌ی شمسی را جولان می‌دهند، آغاز مرحله‌ای ‌است که ما در نهایت به صورت شفق قطبی می‌بینیم. این ذرات به میدان مغناطیسی زمین می‌رسند و به سبب داشتن بار الکتریکی، گرفتار خطوط میدان مغناطیسی زمین می‌شوند. در آن‌جا ذرات ثانویه‌ای شکل می‌گیرند که آ‌ن‌ها هم باردار، پرانرژی و پرسرعت‌اند و در خطوط میدان مغناطیسی به سمت قطب‌های مغناطیسی زمین سرازیر می‌شوند. به همین علت است که شفق‌ها، قطبی هستند، یعنی پدیده‌ای هستند که در عرض‌های بسیار شمالی یا در نیم‌کره‌ی جنوبی، در عرض‌های بسیار جنوبی دیده می‌شوند و به همین خاطر به آن‌ها «نورهای شمالی» و «نورهای جنوبی» هم می‌گویند.

اما چون محور میدان مغناطیسی زمین نسبت به محور میدان جغرافیایی زمین کمی انحراف دارد (در حال حاضر حدود ۱۱ درجه) این باعث می‌شود که در عرض‌هایی که لزوماً خیلی هم قطبی نیستند گاهی شفق قطبی دیده شود. به همین علت است که در آمریکا تا عرض جغرافیایی حدود ۳۰ یا ۳۵ درجه، یعنی حتی در جنوب کالیفرنیا، گاهی شفق قطبی دیده شده، در حالی‌که ما در عرض جغرافیایی ۳۰ درجه در ایران، یعنی در شهر اصفهان، شفق قطبی را هیچ وقت نمی‌بینیم، مگر اینکه پدیده‌ی خیلی خاصی در خورشید اتفاق بیفتد مثل فورانی بسیار بزرگ، که به صورت موردی اتفاق افتاده است. مثلاً در اوایل قرن بیستم یکی از این شفق‌ها ثبت شد، که حتی در سنگاپور آن را در خط افق به صورت یک هاله‌ی قرمز دیده بودند. یعنی این شفق قطبی تقریباً در کل کره‌ی زمین ظاهر شده بود و هر جا که هوا صاف بوده و ناظری بوده که توجه کرده، آن را دیده بوده، چون سنگاپور در استوا قرار دارد.

به جز اینگونه موارد، شفق‌های قطبی معمولاً در عرض‌های شمالی یا در نواحی‌ای دیده می‌شوند که عرض مغناطیسی مناسبی داشته باشند. اما این پدیده وقتی که ظاهر می‌شود معمولاً در حد چند ثانیه نیست، یعنی پدیده‌ای است که دست‌کم چند دقیقه‌ای در آسمان فعالیت می‌کند و اگر عرض جغرافیایی، شمالی باشد، ممکن است آن را چند ساعتی در طول شب ببینید، مثلا در عرض‌هایی جغرافیایی که درون یا زیر منطقه‌ای هستند که آن را به نام «حلقه‌ی شفق» می‌شناسیم. وقتی از فضا به زمین نگاه کنیم یا عکس‌هایی که ماهواره‌ها از قطب‌های زمین و در طول‌موج مناسبی گرفته‌اند را مشاهده کنیم، پیوسته حلقه‌ی سبز رنگی دور قطب‌های مغناطیسی زمین می‌بینیم که همان «حلقه‌ی شفق» است با قطری بین ۲۰۰۰ تا ۵۰۰۰ کیلومتر که این قطر به میزان فعالیت بادهای خورشیدی بستگی دارد، اینکه طوفان خورشیدی در کار باشد تا طوفان مغناطیسی در اطراف زمین ایجاد کند، یا این‌که فعالیت کم باشد که در آن حالت حلقه‌ کوچک شده و به قطب نزدیک‌تر می‌شود. این حلقه همیشه وجود دارد و این سبب می‌شود که در عرض‌های بسیار شمالی یا بسیار جنوبی، همیشه در هر شب صاف که آسمان تاریک باشد و نور ماه خیلی مزاحم نباشد، شفق قطبی ببینیم.

اما این شفق ها لزوماً به صورت طوفانی نیستند که به اصطلاح «تاج شفق» که درست در بالای سر به وجود می‌آید، شکل بگیرد و شفق به اوج زیبایی خود برسد، رنگارنگ شود، هر لحظه تغییر شکل دهد و انگار که این پدیده به صورت انفجار نور در آسمان در حال رخ دادن است. تاج شفق زمانی پدید می‌آید که فعالیت خورشیدی ناگهان افزایش پیدا کند، یک لکه یا مجموعه‌ای از لکه‌های خورشیدیِ فعالِ مغناطیسی شکل بگیرند و فوران‌هایی را ایجاد کنند. این فوران‌ها در تاج خورشید منجر به شکل‌گیری پدیده‌ای به نام CME یا «پرتاب ماده از تاج» می‌شوند و باد خورشیدیِ طوفانی را در فضا پرتاب می‌کنند. اگر زمین در تیررس این سیل ذرات باشد، در آن حالت است که طوفان مغناطیسی برای سیاره‌ی ما رخ می‌دهد (حدود دو روز پس از فوران خورشیدی) . در شب اول و شب‌های بعد از آن ممکن است که شفق بسیار فعال باشد و به عرض‌های جغرافیایی پایین‌تر هم برسد. در این موقع است که اگر در عرض جغرافیایی شمالی باشید، مثلاً بالای ۶۰ درجه، نزدیک به مدار قطبی، اوج شکوه شفق‌های قطبی را می‌بینید و معمولاً تمام شب این اتفاق می‌افتد، اما در طول شب چند بار اوج می‌گیرد و پدیده‌ی تاج شفق در بالای سر، یعنی سرسوی آسمان، پدیدار می‌شود. در عرض‌های جغرافیایی پایین‌تر چنین شفق‌های قطبی نادرترند، مثلاً در عرض جغرافیایی بین ۵۰ تا ۶۰ درجه، در طول سال ممکن است شفق‌های قطبی یک یا دو بار این‌قدر دیدنی باشند. در عرض جغرافیایی بین ۴۰ تا ۵۰ درجه، چنین شفق‌های قطبی‌ای ممکن است در هر دهه، دو یا سه بار رخ دهند و جزو پدیده‌های طبیعی بسیار نادر ‌می‌شوند و در عرض‌های پایین‌تر، همان‌طور که گفتم، مثلاً مانند ثبت شفق از سنگاپور در اوایل قرن بیستم، ممکن است در هر سده یک یا دو بار آن را ببینیم. شفق‌ها با چرخه‌ی فعالیت‌های خورشید در طول ۱۱ سال، که در آن تعداد لکه‌ها و فعالیت‌های مغناطیسی کم و زیاد می‌شود، هم رابطه‌ی مستقیمی دارند و فعالیت‌شان کم و زیاد می‌شود. اما همیشه، حتی در کمترین فعالیت‌های خورشیدی، ممکن است ناگهان خورشید فوران کند و شفق‌های قطبی چشمگیری شکل بگیرند. به هر حال پاسخ کوتاه این است که در هر شب، در مناطق قطبی، شفق قطبی ممکن است دیده شود و این پدیده در این مناطق معمولاً چند ثانیه نیست و در طول شب چندین بار ظاهر می‌شود. اما شفق‌های بسیار فعّال که تاج را به وجود می‌آورند، معمولاً نمایش باشکوه خود را فقط در چند دقیقه اجرا می‌کنند.

ستارگان دنباله‌دار اجرام آسمانی هستند که گه ‌‌گاه در آسمان ظاهر می‌شوند. هر ستاره دنباله‌دار از یک مسیر نورانی و دنباله‌ای طویل تشکیل شده است که سر آن ممکن است به بزرگی خورشید و دم آن در حدود چندین صد میلیون کیلومتر بوده باشد.

نگاه اجمالی
روزگاری همین که ستاره دنباله‌داری در آسمان پیدا می‌شد، مردم از ترس به خود می‌لرزیدند. آنان می‌پنداشتند که ستارگان دنباله‌دار پیکها و علائم بلا هستند و رسیدن بلا و وبا ، یا جنگ و مرگ را از پیش آگهی می‌دهند. تقریبا در هر ده سال ، یک بار دنباله‌داری درخشان در آسمان دیده شده و دنباله‌های نورانی آنها هفته‌ها قابل مشاهده می‌باشند. اخترشناسان صدها دنباله‌دار را شناسایی کرده‌اند. هر سال 24 دنباله‌دار به محدوده ما در منظومه شمسی می‌آیند. روشنایی این دنباله‌دارها به حدی نیست که بدون تلسکوپ مشاهده شوند. عده اندکی که درخشندگی زیاد دارند، از باشکوهترین مناظر آسمانی هستند.

دنباله دار آیسون

تاریخچه
گزارش ظهور دنباله‌دارها به هزاران سال پیش برمی‌گردد. برخی از آنها مهمانهای منظمی هستند. مثلا ستاره دنباله‌دار هالی از زمانی پیش از میلاد مسیح ، هر 75 سال یک بار ظاهر می‌شود. اواخر سال 1364 و اوایل 1365 شمسی (1986 میلادی) بار دیگر شاهد بازگشت آن بودیم. شرایط دید این دنباله‌دار در اروپا و آمریکای شمالی مناسب نبود، ولی در استرالیا و زلاندنو بوضوح دیده می‌شد. ستاره دنباله‌دار عظیمی که در سال 1843 دیده شد، دارای دنباله‌ای بطول 330 میلیون کیلومتر (205 میلیون مایل) بود. چگالی این دنباله‌ها حتی از بهترین خلأی که در شرایط آزمایشگاهی در روی زمین ایجاد شده کمتر است.

نامگذاری ستارگان دنباله‌دار
ستاره‌های دنباله‌دار اجرام مزاحم کوچکی می‌باشند که هر چند یک بار در داخل منظومه شمسی ظاهر می‌شوند. ستاره‌های دنباله‌دار روشن مرئی دارای دنباله‌هایی هستند که می‌توانند تا 90 درجه در آسمان امتداد داشته باشند.

هر ستاره دنباله‌دار به یادبود کاشف آن نامگذاری می‌شود. مثلا دنباله‌دار اوترما (Comet oterma) یا دیگر همکارانش دنباله‌دار ایکیا _ سکی (Comet Ikya – Seki) (ایکیا و سکی) که همنام کاشفان خود هستند.

برخی از ستارگان دنباله‌دار بر اساس سال کشفشان نامگذاری شده‌اند. مثلا 1971a اولین ستاره دنباله‌داری بود که در سال 1971 میلادی کشف شد و همینطور 1971b دنباله‌دار بعدی بود و غیره.

پس از آنکه مداری برای ستاره دنباله‌دار محاسبه شود، شماره گذاری بر اساس عبور از نقطه قرین خورشیدی انجام می‌گردد. مثلا ستاره دنباله‌دار 1971I اولین ستاره دنباله‌داری بود که در سال 1971 میلادی از نقطه قرین خورشید گذشت.

انواع دنباله‌ها
دو نوع دنباله وجود دارد: غبار و گاز یونیده. یک دم تشکیل شده از غبار محتوی ذراتی به بزرگی ذرات موجود در دود می‌باشد. این نوع دم هنگامی تشکیل می‌شود که یک باد خورشیدی مقداری ماده از کما جدا می‌کند. چون این ذرات بسیار کوچکند با کوچکترین نیرویی جابجا می‌شوند، در نتیجه این دنباله‌ها معمولا پخش و خمیده‌اند. دنباله‌های گازی وقتی تشکیل می‌شوند که نور خورشید مقداری از مواد کما را یونیده می‌کند و سپس یک باد خورشیدی این مواد یونیده را از کما دور می‌کند.

دنباله‌های یونی معمولا 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 پاب 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 معمولا 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 معمولا 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. معمولا 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 ستاره دنباله‌دار
زمانی که یک ستاره 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، معمولا 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 تاثیر خورشید بیرون می‌جهند. دمهای ستارگان دنباله‌دار از نظر شکل و اندازه گوناگون هستند، برخی کوتاه و ریشه مانند و برخی کشیده و باریک. معمولا طول آنها به نه میلیون کیلومتر می‌رسد و گاهی هم البته ممکن است به 160 میلیون کیلومتر برسد. بعضی از ستارگان دنباله‌دار هم اصلا 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
احتمالا 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 ستارگان 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 ستارگان دنباله‌دار 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 سیاره پلوتون به سر می‌برند.

ستاره دنباله‌ دار هالی

این دنباله‌دارها ابتدا در کمربند کوییپر هستند، ولی نیروی گرانش یکی از سیارات بخصوص مشتری آنها را نزدیک خورشید می‌راند و دوره تناوب آنها کمتر از 200 سال است. (شومیکر – لوی 9 یکی از این دنباله‌دارها بود که عاقبت در مشتری سقوط کرد). دنباله‌دارهای بلند مدت با تناوبی بیش از 200 سال که بیشتر در ابر اورت هستند. هیل *پاب نمونه‌ای از این دنباله‌دارها است که تناوبی برابر با4،000 سال دارد.

ستارگان دنباله‌دار بر اساس دوره تناوب مداری شان به دو دسته تقسیم می‌شوند: ستارگان دارای دوره تناوب مداری بیش از 200 سال و ستارگانی که دوره تناوب مداری شان کمتر از 200 سال می‌باشد. گروه اول ، ستارگان با دوره تناوب طولانی و گروه دوم ستارگان با دوره تناوب مداری کوتاه هستند.

تغییر مدار ستاره 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 سیاره 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 کاملا 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 ستاره 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 پاشیده‌اند.

فرض کنید جرم ستاره ای درحدود 20 برابر جرم خورشید باشد بعد از طی مراحل تکامل وانفجار بصورت ابرنواختری, اگر جرم ستاره باقی مانده به سه برابر خورشید برسد از آنجاییکه این جرم برای تبدیل به ستاره نوترونی  شدن زیاداست ستاره بطور کامل متراکم شده و به یک سیاهچاله تبدیل خواهد شد.برطبق قوانین فیزیک واستنتاج منطقی عاقبت کار  یکتایی (Singularity) خواهد بود.یکتایی نقطه ای که شعاع آن صفر وچگالی آن بینهایت خواهد بود.هر چه به این جرم نزدیکتر شویم سرعت فرار از آن بیشتر خواهد شد و در فاصله ای که بانام شعاع شوارزشیلد شناخته میشود سرعت فرار از چنین جرمی با  سرعت نور برابر می شود.اندازه این شعاع ویژه به جرم ستاره بستگی مستقیم دارد برای ستاره ای با جرم خورشید مقدار آن 3 کیلومتر است این بدان معناست  برای اینکه خورشید به یک سیاه چاله تبدیل شود باید قطر آن به 3 کیلومتر کاهش بیابد.اگر کره ای با شعاع شوارزشیلد حول نقطه مرکزی رسم کنیم (نام این کره افق رویداد(Event horizon )می باشد)درون این کره سرعت فرار از سرعت نور بیشتر خواهد بود و از آنجاییکه هیچ جسمی توانایی حرکت باسرعت بیشتر از سرعت نور را ندارد ، هیچ جسمی توانایی گریز از این منطقه را ندارد.برطبق روابط فیزیکی معمول هیچ خبری از درون این کره در دسترس نمی باشد و نیروهای شدید کشندی درون این محیط موجب انفجار و از هم گسیختگی هر جسمی که به آن نزدیک شود می گردد.

برطبق نسبیت عام فضای اطراف افق رویداد به شدت تاب برمی دارد.مقدار تاب برداشتن به جرم سیاهچاله بستگی دارد وهر جرم بیشتر باشد مقدار آن بیشتر خواهد بود.از آنجاییکه سیاه چاله هیچ نوری از خود بیرون نمی دهد تنها براساس همین تغییر فضای اطراف آن است که ما می توانیم وجود آنرا بطور غیرمستقیم ردیابی کنیم.درواقع مابا مشاهده اثر آن بر مواد بیرون از افق رویداد میتوانیم تاحدودی آنرا تشخیص دهیم.سیاهچاله مواداطراف خود را به شدت جذب می کند واین مواد جذبی قبل از برخورد با آن به دلیل سرعت سقوط فوق العاده زیاد پرتوهای ایکس  گاما و امواج رادیویی گسیل می کنند.

سیاهچاله هایی که در یک دستگاه دوتایی قرار دارند از گازهای ستاره همدم خود گازدریافت می کنند واین گاز با نزدیک شدن به افق رویداد دراثر نیروهای شدید گرانشی گرم شده وشروع به تابش اشعه ایکس می کنند پس یک راه برای تشخیص سیاهچاله ها جستجوبرای یافتن ستاره های دوتایی است که منبع قوی امواج اشعه ایکس باشند.موادی که از ستاره همدم می آیند بطور مستقیم برسطح سیاهچاله سقوط نمی کنند بلکه ابتداتشکیل یک قرص برافزایشی می دهند مواد درون این قرص با حرکت سریع ومارپیچی به سیاهچاله نزدیک شده وبه مرور زمان میسوزند.عکسهای گرفته شده توسط تلسکوپ فضایی هابل در مواردبسیار زیادی نشاندهنده این قرص می باشد.

این گمان وجود دارد که در مرکز کهکشانها سیاهچاله های ابر سنگین وجود داشته باشد.از جمله در کهکشان خودمان.نحوه حرکت ابرهای گازی وشدت پرتوهای ارسالی از مرکز کهکشان خودمان از دلایل وجود چنین سیاهچاله ای می باشد. بررسی سرعت ستاره‌های نزدیک به مرکز کهکشان راه شیری که امروزه توسط تلسکوپ‌هابل قابل انجام است، بیانگر این واقعیت است که جرم هسته کهکشان بسیار بزرگ بوده که در یک ناحیه کوچک قرار دارد این نمونه می‌تواند وجود سیاهچاله در مرکز کهکشان‌ها را مورد تایید قرار دهد. همچنین مشاهده اشعه  گاما متغییر را می‌توان به عنوان شاهدی دال بر قبول سیاهچاله ابرجرم‌دار در مرکز کهکشان‌ها دانست. اخیرا" وجود سیاهچاله در مرکز  کهشکان M87  نیز مورد قبول منجمین قرار گرفته است.

چگالی متوسط یک سیاهچاله متناسب با  عکس مربع جرم آن است. برای یک سیاهچاله در حد جرم خورشید چگالی ده میلیون تن در سانتی مترمکعب  بدست می‌آید که چهل برابر چگال‌تر از مواد هسته‌ای است . در صورتی که برای یک سیاهچاله با جرم صد میلیون   برابر جرم خورشید چگالی یک گرم در سانتی مترمکعب  محاسبه می‌شود که برابر چگالی آب است. بنابراین شرایطی که می‌تواند یک سیاهچاله کوچک ایجاد گردد بسیار سخت تر از شرایطی است که یک سیاهچاله بزرگ می‌تواند تولید شود.

بطورکلی سیاهچاله ها به سه گروه تقسیم می شوند:

                             سیاهچاله‌های ستاره‌ای (Stellar Black Holes )

این دسته از سیاهچاله‌ها معمولا" از رمبش ستارگان بوجود آمده و جرم آنها بین 3 تا 100 برابر جرم خورشید است. بهترین کاندید برای مشاهده این دسته از سیاهچاله‌ها، سیستم‌های دوتایی منبع اشعه X است که یکی از دو شی مشاهده نمی‌شود. این دسته از سیستم‌های نجومی ‌از خود اشعه X تشعشع می‌کنند که از اوایل دهه 1970 مورد توجه قرار گرفتند.

اولین دوتایی کاندید از این گروه، Cygnus X-1 است که ستاره اپتیکی دوتایی یک ابرغول آبی است که جرم آن حدود 20 برابر جرم خورشید است و دور زوج نامرئی خود که جرم آن در حدود 40 برابر جرم خورشید است با پریود 6/5 روز می‌چرخد. فاصله آن از ما در حدود 2/2 کیلو پارسک است . در این سیستم دوتایی، جرم از ستاره قابل رویت دوتایی به درون سیاهچاله وارد می‌شود ولی به دلیل سرعت زاویه‌ای، این جرم به صورت شعاعی وارد سیاهچاله نشده بلکه گازها تشکیل یک دیسک داده که آنرا قرص برافزایشی (accretion disk) گویند.

دو دسته اشعه در طیف تابش این سیستم دوتایی که از قرص برافزایشی تابش می‌گردد دیده می‌شود که یکی از این دو، تابش جسم سیاه با دمای 31000K  بوده و دسته دوم اشعه X سخت تا انرژی 150K  است . در واقع طیف این دسته دوم اشعه که تا انرژی 150Kev  را هم داراست شاهدی بر وجود سیاهچاله بعنوان زوج نامرئی این دوتایی است. البته اگر این زوج ستاره نوترونی هم باشد اشعه X تولید می‌شود ولی نشان داده شده است که در این صورت اشعه X دارای انرژی حدود100K  نخواهد بود . اخیرا" اشعه گاما  پرانرژی هم برای این دوتایی مشاهده شده است که بر سیاهچاله بودن شی غیرقابل رویت این دوتایی تاکید می‌کند. تا کنون تعداد زیادی از این سیستم‌های دوتایی که می‌تواند شاهد وجود سیاهچاله باشد کشف شده است و امروزه یکی از زمینه‌های مشاهده‌ای کشف و بررسی این گونه دوتایی‌هاست.

                          2-سیاهچاله‌های ابرجرم دار (Supermassive Black Holes  )

جرم اینگونه سیاهچاله بین یک میلیون تا ده هزار میلیون برابر جرم خورشید است. اینگونه سیاهچاله‌ها در مرکز کهکشان‌ها از جمله کهکشان راه شیری قرار دارند.  شدت تابش از مرکز کهکشان‌های فعال که می‌تواند به خاطر ورود جرم به مرکز کهکشان باشد و کوچک بودن اندازه هسته این کهکشان‌ها بیانگر وجود سیاهچاله ابرجرم دار در مرکز آنهاست.

                                     3- سیاهچاله‌ها با جرم متوسط

شکاف بین جرم سیاهچاله‌های معمولی (3 تا 100 برابر جرم خورشید) و سیاهچاله‌های ابرجرم‌دار (با جرم یک میلیون تا ده هزار میلیون برابر جرم خورشید) منجمین را بر آن داشت که به دنبال سیاهچاله‌هایی با جرم(با جرم 100 تا 100هزار برابر جرم خورشید) هم باشند. این گونه سیاهچاله‌ها می‌توانند در مرکز خوشه‌های ستاره‌ای در نزدیکی مرکز کهکشان‌ها وجود داشته باشند. به دو روش می‌توان به دنبال شواهد تجربی برای این دسته از سیاهچاله‌ها بود. یکی از روش‌های مشاهده‌ای این گونه سیاهچاله‌ها یافتن منابع اشعه  با شدت زیاد  است. اخیرا" منابعی از اشعه X با این محدوده شدت با طیف انرژی چند ده الکترون ولت در مرکز خوشه‌های ستاره‌ای مشاهده شده است. این دسته از منابع اشعه  به منبع فوق درخشان پرتو ایکس یا  Ultraluminous X-ray source (ULXs)مشهور هستند. 

کلمه سیاهچاله از اینجا گرفته شده که هیچ پرتوی الکترومغناطیسی نمی تواند از آن ساطع شود درنتیجه سیاه دیده میشود.

 آیا سیاهچاله همیشه سیاهچاله باقی می‌ماند، یا به چیز دیگری تبدیل می‌شود؟

جسمی که سیاهچاله شد، دیگر تا ابد سیاهچاله خواهد بود. تنها تغییر مهمی که می‌تواند در سیاهچاله رخ بدهد، افزایش یافتن جرم آن بر اثر بلعیدن مواد مختلف است (شاید از ستاره‌ی نزدیکش، یا از گازهای مرکز کهکشان و یا فضانورد بخت‌برگشته‌ای که زیادی به آن نزدیک شده است!).

از دید نظری، سیاهچاله می‌تواند تبخیر شود. این موضوعی است که نخستین بار استفان هاوکینگ به آن پی برد. پدیده‌هایی در عرصه‌ی مکانیک کوانتومی وجود دارند که می‌توانند باعث شوند که سیاهچاله پرتوهایی از خود گسیل کند. همین موضوع باعث می‌شود که سیاهچاله انرژی از دست بدهد و بنابر فرضیه‌ی اینشتین، از دست دادن انرژی معادل است با کاهش جرم.

پس سیاهچاله می‌تواند لاغر هم بشود. البته این تابش هاوکینگ بسیار ضعیف است. به عنوان مثال، سیاهچاله‌ای که به اندازه‌ی خورشید جرم داشته باشد، 1067 سال طول می‌کشد تا تبخیر شود. این مقدار بسیار بیشتر از عمر کنونی عالم است. تازه، سیاهچاله‌های سنگین‌تر، بسیار دیرتر از این تبخیر خواهند شد. سیاهچاله‌ی مرکزی کهکشان ما، که بین 3 تا 4 میلیون برابر خورشید جرم دارد، بیشتر از یک میلیارد میلیارد برابر دیرتر تبخیر می‌شود.

ابر های عظیمی که عمدتآ از گازهای هیدروژن و هلیوم تشکیل شده اند و محل تشکیل ستارگان هستند .

انواع سحابی ها

سحابی نشری

سحابی بازتابی

سحابی تاریک

نور بیشتر سحابیهای نشری بصورت خطوط طیفی نشری می باشد.در این سحابیها اتمها توسط تابش ماوراءبنفش ناشی از ستاره یا ستارگان داغ یونیده شده وبدنبال این در نور مرئی تابش دوباره داشته ودیده می شوند.تابش دوباره به این شکل است که الکترونی که از اتم مادر جدا شده دوباره با آن ترکیب می شود ونور تولید می کند این نور تولیدی نه در همان طول موج نور ورودی بلکه با طول موج بلندتر ودر ناحیه مرئی طیف می باشد.سحابی نشری خود به چند دسته تقسیم می شوند.هیدروژن ماده غالب سحابی ها است . اگر ستاره عامل تحریک سحابی خیلی داغ باشد بیشترین تابش آن در منطقه ماوراءبنفش بوده وهمین موجب درخشندگی بیشتر سحابی حتی بیشتر از درخشندگی ظاهری خود ستاره خواهد شد.گرچه سحابی ها درخشنده به نظر می رسند این را باید بدانید که بسیار رقیق می باشند و مشخص شده که به طور نوعی هر کیلوگرم ماده در حجمی حدود هزار میلیون کیلومتر مکعب پخش شده است. سحابیهایی که باقیمانده یک انفجار ابر نواختری هستند معمولا" در منطقه رادیویی طیف قابل کشف هستند . اما در بعضی موارد نیز مانند سحابی خرچنگ در صورت فلکی ثور تابش می‌تواند در نور مرئی هم رخ می دهد. سحابی های سیاره ای هم که بدنبال فعالیت شدید ستاره ای بوجود می آیند ونور سحابی ناشی از تحریک مواد آن توسط ستاره مرکزی می باشد از جمله سحابیهای نشری به حساب می آیند.

سحابی تاریک

به توده گازی سرد گفته می شود که مدتی از مرگ ستاره آن گذشته است و ستاره دیگری نزدیک آن نیست که بتواند نوری را منتشر کند یا منعکس کنداین نوع سحابی فقط زمانی قابل دیدن است که ستاره یا سحابی درخشانی در پشت آن باشد از آن جا که این سحابی ها مانع عبور نور می شوند به صورت ابر های تاریک و سیاه مشاهده می شوند سحابی های تاریک تنها بخشی از مواد تاریک میان ستاره ای هستند که ما موفق به رصد آن شده ایم. از مشهور ترین این سحابی ها می‌توان به سحابی کله اسبی و گلبول اشاره کرد.

مشاهدات انجام گرفته بر روی دیگر کهکشان ها نشان می دهد که غبار در بازوان مارپیچ، به ویژه در لبه درونی آن ها، تمرکز یافته است. علاوه بر این، غبار در ابرهای مجزا نیز متمرکز شده است. این ابرها به صورت نواحی کم ستاره، یا سحابی های تاریک، در مقابل زمینه کهکشان راه شیری دیده می شوند. دو نمونه از سحابی های تاریک عبارتند از کیسه زغال در آسمان جنوبی و سحابی سر اسب در صورت فلکی جبار.

 
کیسه زغال (Coalsack) یک سحابی تاریک در کنار صورت فلکی صلیب جنوبی

سحابی های تاریک گاهی نوارهایی گسترده و مارپیچ می سازند، و گاهی نیز به شکل اجسامی کوچک و تقریبا کروی در می آیند. اجسام اخیر در مقابل زمینه ای روشن، مانند یک سحابی گازی، راحت تر دیده می شوند.بارت یان بوک این اجسام را گویچه یا گلبول نامید. وی این فرضیه را مطرح کرد که آن ها ابرهایی هستند که تازه در حال انقباض به سمت تشکیل ستاره می باشند.

 
سحابی اوریون-M42

خاموشی ایجاد شده توسط یک سحابی تاریک را می‌توان به کمک نمودار ولف توضیح داد و مورد مطالعه قرار داد.این نمودار بر مبنای شمارش ستارگان رسم می شود. در یک سحابی مورد نظر، تعداد ستاره‌ها را در یک درجه مربع و در یک بازه قدر،مثلا بین قدر ۱۴ و ۱۵ می شمرند و با تعداد ستارگان خارج از سحابی مقایسه می کنند. تعداد ستاره‌ها در خارج از سحابی ، به صورت یکنواخت به سمت قدر‌های ضعیف تر افزایش می‌یابد، در سحابی تاریک ، ابتدا ستارگان به همان صورت افزایش می‌یابد، اما پس از یک قدر معین تعداد ستاره‌ها به کمتر از آن چه خارج از ابر شمارش شده است سقوط می‌کند. علت این است که بیشتر ستاره‌های ضعیف در پشت سحابی قرار گرفته اند و روشنایی آنها به اندازه ی ثابت دلتا m کاهش می‌یابد. اکثر ستاره‌های روشن در جلو سحابی هستند و دچار خاموشی نمی شوند.

سحابی بازتابی

اگر ابری از غبار ، نزدیک یک ستاره روشن باشد، نور ستاره را پخش می‌کند . بدین ترتیب برخی‌ می‌توان ابر‌های مجزای غبار را به صورت سحابی‌های بازتابی روشن کرد. حدود ۵۰۰ سحابی بازتابی شناخته شده است. بیش‌ترین سحابی‌‌‌های بازتابی در نزدیکی خوشه‌‌‌ی پروین و ستاره‌‌‌ی غول قلب‌‌‌العقرب دیده می‌‌‌شوند. قلب‌‌‌العقرب، خود به وسیله‌‌‌ی یک سحابی بازتابی قرمز و بزرگ احاطه شده است. به عنوان مثال سحابی بازتابی 2068 NGC، نزدیک یک ابر غبار بزرگ و غلیظ، چند درجه به‌‌‌سمت شمال غربی سیف‌‌‌الجبار قرار دارد. این سحابی، که یکی از روشن‌‌‌ترین سحابی‌‌‌های بازتابی است، تنها موردی است که در فهرست مسیه به چشم می‌‌‌خورد (M78). در وسط سحابی، دو ستاره با قدری نزدیک به 11 وجود دارد. ستاره‌‌‌ی شمالی، سحابی را روشن می‌‌‌کند، در حالی ‌که دیگری احتمالاً در جلو سحابی است. یکی دیگر از سحابی‌‌‌های بازتابی روشن که خیلی هم مورد مطالعه قرار گرفته است، سحابی 7023 NGC در صورت فلکی قیفاووس است. این سحابی نیز با یک سحابی تاریک در ارتباط می‌‌‌باشد. در طیف ستاره‌‌‌ی روشن کننده (از رده‌‌‌ی طیفی Be) خطوط جذبی وجود دارد. ستاره‌‌‌هایی فروسرخ نیز در سطح سحابی کشف شده است؛ از این رو، احتمالاً این سحابی یک ناحیه‌‌‌ی تشکیل ستاره باشد.

در ساله ۱۹۲۲ ، ادوین هابل یک تحقیق بنیادی پیرامون سحابی‌های روشن در راه شیری را منتشر کرد. به دنبال مشاهدات گسترده نورسنجی و عکاسی ، او توانست به ۲ رابطه ی جالب دست یابد . نخست او دریافت که سحابی نشری ، تنها نزدیک ستاره‌های با رده طیفی قبل از B0 به وجود می آیند؛ در حالی‌ که سحابی‌های بازتابی ، نزدیک ستاره‌های رده طیفی B1 و بعد از آن یافت می شود.دوم اینکه ، هابل رابطه‌ای را بین اندازه ی زاویه سحابی ،R ، و قدر ظاهری ستاره روشن کنند ،m ، کشف کرد:

بنابر این ستاره هرچه روشن تر باشد ، قطر زاویه سحابی بازتابی، بیشتر است.معمولا اندازه سحابی در نوردهی طولانی‌ تر افزایش می‌یابد،چرا که مناطق ضعیف تر نیز ظاهر می شوند. بنابر این R را باید متناظر با یک حد معین از درخشندگی سطحی تعریف کرد. مقدار ثابت در رابطه ی هابل به این درخشندگی سطحی معین بستگی دارد.

می‌توان رابطه هابل را به صورت نظری نیز به دست آورد.بدین منظور باید فرض شود که روشنی ابر غبار، به صورت معکوس متناسب است با مجذور فاصله تا ستاره روشن کنند؛ و اینکه توزیع ابر‌ها در فضا یکنوخت می باشد.از رابطهٔ نظری هابل ، عبارتی برای ثابت سمت راست نیز به دست می اید. این ثابت به آلبدو و تابع فاز دانه‌ها مربوط می شود.

مشاهداتی که بر روی سحابی‌های بازتابی انجام گرفته نشان می دهد که آلبدوی دانه‌های بین ستاره ای نسبتا بالا است. البته هنوز با این شیوه امکان یافتن مقدار دقیق عددی میسر نشده است ، چرا که فاصلهٔ بین سحابی‌ها و ستاره‌های روشن کننده ی آن ها به خوبی‌ معلوم نیست. در سحابی‌های تاریک که آنقدر به یک سطح نزدیک نیستند که دیده شوند، این امکان نیز وجود دارد که درخشندگی سطحی آنها را به عنوان سحابی‌های بازتابی در نظر گرفت. این سحابی ‌ها می‌توانند نور پراکنده ی ستارگان راه شیری را بازتابش ‌نمایند.

 
سحابی اطراف ستاره مروپ؛ یک سحابی بازتابی در خوشه پروین.

سحابی بازتابی سر جادوگر یا آی‌سی ۲۱۱۸ در فاصله حدود ۹۰۰ سال نوری که در نزدیکی ستاره رجل‌الجبار قرار دارد و نور آن را منعکس می‌کند

در این سحابی ها مقدار توان بازتابندگی شدیدا با کاهش طول موج افزایش می یابد بنابراین سحابیهای بازتابی معمولا آبی رنگ به نظر می رسند. سحابی خوشه پروین و سحابی سر جادوگر از این نوع سحابی ها هستند.بیشترین سحابی بازتابی در نزدیکی‌ خوشه پروین و ستاره غول قلب العقرب دیده می‌شود.قلب العقرب، خود به وسیله ی یک سحابی بازتابی قرمز و بزرگ احاطه شده است.

سحابی سیاره ای

نواحی روشن از گاز یونیده، نه تنها کنار ستارگان تازه متولد شده، بلکه اطراف ستاره‌‌‌هایی که آخرین مراحل تحول خود را سپری می‌‌‌کنند نیز دیده می‌‌‌شود. سحابی سیاره‌‌‌ای عبارت است از یک پوسته‌‌‌ی گازی به‌‌‌دور یک ستاره‌‌‌ آبی داغ و کوچک. در بحث تحول ستاره‌‌‌ای دیدیم که در مرحله‌‌‌ی هلیوم‌‌‌سوزی، ممکن است ناپایداری‌‌‌هایی بروز کند. برخی ستارگان شروع به تپش می‌‌‌کنند، در حالی که در دیگر ستاره‌‌‌ها ممکن است تمام اتمسفر بیرونی به فضا پرتاب شود. در حالت اخیر، یک پوسته‌‌‌ی گازی که با سرعت 20 تا 30Kms-1 در حال انبساط است اطراف یک ستاره‌‌‌ کوچک و داغ (دمای 50000 تا 100000 کلوین) تشکیل خواهد شد. این ستاره‌‌‌ی کوچک، هسته‌‌‌ی ستاره‌‌‌ی اولیه است.

تابش فرابنفش ستاره‌‌‌ی مرکزی، گاز در حال انبساط را در سحابی سیاره‌‌‌ای به یون تبدیل می‌‌‌کند. بسیاری از خطوط نشری روشنی که در یک ناحیه‌‌‌ی دیده می‌‌‌شود، در طیف این گاز وجود دارد. البته سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌‌‌‌ای عموماً از بیش‌تر نواحی خیلی متقارن‌‌‌ترند و سریع‌‌‌تر منبسط می‌‌‌شوند. برای مثال، سحابی حلقوی معروف در صورت فلکی شلیاق، 57M، به‌‌‌وضوح در تصاویری که در مدت 50 سال گرفته شده منبسط شده است. در مدت چند ده هزار سال، سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌ای در محیط بین‌‌‌ستاره‌‌‌ای محو شده، ستاره‌‌‌ی مرکزی آن‌ها سرد، و به کوتوله سفید تبدیل می‌‌‌گردد.

سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌ای را در قرن نوزدهم به این نام خواندند، چرا که به‌‌‌صورت دیداری، برخی سحابی‌‌‌های کوچک کاملاً شبیه به سیاره‌‌‌هایی چون اورانوس به‌‌‌نظر می‌‌‌رسند. قطر ظاهری کوچک‌‌‌ترین سحابی شناخته شده تنها چند ثانیه قوسی است؛ در حالی که در بزرگ‌‌‌ترین آن‌ها، مانند سحابی مارپیچ (Helix Nebula)، ممکن است به یک درجه برسد.

اغلب، مانند نواحی H II ، روشن‌‌‌ترین خطوط نشری به گذارهای ممنوعه مربوط می‌‌‌شود. برای مثال، دلیل رنگ سبز در بخش‌‌‌های مرکزی سحابی حلقوی در صورت فلکی شلیاق، خطوط ممنوعه‌‌‌ی اکسیژن دو بار یونیده در 459.9nm و 500.7nm است. رنگ قرمز در بخش‌‌‌های خارجی، ناشی از خط آلفا بالمر هیدروژن 656.3nm و خط‌‌‌های ممنوعه‌‌‌ی نیتروژن یونیده ( 654.8nm و 658.3nm ) می‌‌‌باشد.

برآورد می‌‌‌شود که تعداد کل سحابی‌‌‌های سیاره‌‌‌ای در کهکشان راه شیری، 50000 باشد. تاکنون حدود 2000 سحابی سیاره‌‌‌ای رصد شده است.

سحابی‌های معروف

سحابی جبار
سحابی کله اسبی
سحابی نعل اسب
سحابی اسب تاریک
سحابی خرچنگ
سحابی جغد
سحابی چشم گربه
سحابی مار
سحابی اسکیمو
سحابی چپق
سحابی سه‌تکه
سحابی دمبل
مسیه ۱۶(M16)
سحابی امگا
سحابی رتیل
سحابی عقاب
سحابی هلیکس
جستاره ای وابسته
سحابی ستاره ای
سحابی حلقه
سحابی بزرگ حلقه‌زده
سحابی گازی
سحابی شکستی
سحابی برون‌کهکشانی
سحابی سیاره‌نما

ستاره ها گوی های بزرگی از گاز بسیار گرم اند که به واسطه ی نورشان می‌درخشند. دمای آن‌ها در سطح، هزاران درجه و در داخل، بسیار بیشتر است. در این دماها ماده نمی‌تواند به صورت های جامد یا مایع وجود داشته باشد.گازهایی که ستاره ها را میسازند، بسیار غلیظ تر از گازهایی است که معمولا بر سطح زمین وجود دارد.چگالی فوق العاده زیاد این گازها معلول فشارهای عظیم داخل ستاره ها است.

ستاره ها در فضا حرکت میکنند، اما حرکت آن‌ها به آسانی مشهود نیست.در طول یک سال ،هیچ تغییری را در وضعیت نسبی آنها نمی‌توان یافت.حتی در هزار سال نیز حرکت قابل ملاحظه ای در آنها مشاهده نمی شود. نقش و الگوی آنها در حال حاضر کم و بیش دقیقا همان است که هزار سال پیش بود.این ثبات، پیامد فاصله ی عظیمی است که میان ما و آنها وجود دارد.با این فواصل، چندین هزار سال طول میکشد که تغییر قابل ملاحظه ای در نقش ستار ها پدید آید.این ثبات ظاهری مکان ستاره ها موجب شده است که نام متداول "ثوابت" به آنها اطلاق شود.

ستاره

ستاره ها کراتی سوزان و متشکل از گاز های ملتهب هستند که بر خلاف سیارات از خود گرما و نور ساطع می کنند.خورشید ما یک ستاره است.با اینکه خورشید یک میلیون برابر بزرگتر از زمین است اما ستاره بزرگی به حساب نمی آید و در کیهان ستاره های بسیار بزرگتر از خورشید هم یافت می شود.پس از خورشید نزدیک ترین ستاره به ما بیش از 4 سال نوری فاصله دارد.فاصله برخی از ستاره هایی که در شب می بینیم به صدها هزار سال نوری هم می رسد.کوچکترین ستاره های درخشان کوتوله‌های سفید نام دارند.با این که این ستاره ها تقریبا هم اندازه زمین هستند جرم و چگالی زیادی دارند.از طرفی بعضی ستاره های در حال مرگ بسیار بزرگ و غول آسا هستند.بزرگی تعدادی از این ابرغول ها به 50 میلیون برابر خورشید می‌رسد.بعضی از ستاره ها که ما آنها را ابرنواختر می نامیم ناگهان به اندازه هزاران برابر خورشید می درخشند و سپس به تاریکی می گرایند و به ستاره نوترونی یا سیاهچاله تبدیل می شوند. در آغاز این بحث ابتدا بعضی از خصوصیات مشترک ستاره ها ذکر می شود و در ادامه با بررسی چرخه عمر آنها تفاوت های اصلی ستاره ها آشکار می شود.

دما و طیف

اگر شما یک میله فلزی را داغ کنید ابتدا رنگ آن قرمز می‌شود و اگر آن را بیشتر حرارت دهید رنگ میله به ترتیب زرد نارنجی سفید و در نهایت رنگشان آبی خواهد شد.این قضیه درباره ستاره ها نیز صادق است.بعضی از ستاره ها بسیار داغ و برخی سرد هستند.دمای ستاره ها را از روی رنگشان می‌توان تشخیص داد.یک ستاره آبی از رنگ زرد و آن هم از ستاره قرمز داغ تر است.اخترشناسان از روی رنگ یک ستاره می‌توانند به طور تقریبی دمای سطح آن را تعیین کنند.دمای سطح ستاره های زرد رنگ {مانند خورشید} حدود 6000 درجه و دمای سطح ستاره سرخ و تقریبا سرد حدود 3000 درجه است.از طرفی دمای سطحی ستاره های آبی رنگ بسیار بالا است و تا 50 هزار درجه سانتیگراد هم می رسد.

هر جسم داغ طیفی از امواج الکترومغناطیس ساطع می‌کند.البته چشم ما قادر است فقط بخشی از این طیف را در محدوده نور مرئی ببیند به همین دلیل دانشمندان برای مشاهده طیف کامل این امواج از وسیله ای به نام طیف نگار استفاده میکنند.اگر شما میله ای را کمی حرارت دهید و ان را نزدیک طیف نما نگه دارید بخش قرمز آن پر رنگ تر خواهد بود و اگر جسم را بیشتر حرارت دهید نوک نوار به رنگ آبی متمایل می شود.

با علم به اینکه هر اتم داغ و ملتهب امواجی با طول موج مشخص از خود ساطع می‌کند و اینکه اتم هر عنصر دقیقا همان طول موجی را از نور پیوسته جذب می کند که هنگام بر انگیخته شدن آن را تابش می‌کند اخترشناسان توانسته اند به کمک نوع خاصی از طیف نگارها به عناصر موجود در گاز های داخل جو ستاره های نزدیک مانند خورشید و همچنین توده گاز های سرد و شناوری که در سر راه تابش نور ستاره ها به زمین قرار دارند پی ببرند.

روشنایی ، درخشندگی و بزرگی

با نگاه کردن به آسمان شب می پندارید که همه ستاره ها در یک صفحه بزرگ و با فاصله های مساوی از سطح زمین قرار دارند در حالیکه بیشتر این ستاره ها میلیون ها کیلومتر از هم فاصله دارند.بعضی از ستاره ها روشن تر از بقیه به نظر می رسند در حالیکه ممکن است ستاره ایکه کم نور تر است از ستاره ی درخشان مجاورش بزرگتر باشد! دو عامل درخشندگی و فاصله از ما میزان روشنایی ستاره را تعیین می‌کند.

سرعت و جهت حرکت

ستاره ها هم مانند همه اجرام کیهانی حرکت میکنند.حرکت ستاره ها بر طول موج نور ارسالی آنها اثر می گذارد.درست شبیه صدای آژیر یک ماشین آتش نشانی که در هنگام نزدیک شدن به ما صدای زیر تری نسبت به زمان دور شدن از ما دارد این پدیده اثر دوپلر نام دارد.با اندازه گیری طیف ستاره ها و مقایسه آنها با طیف استاندارد می‌توان جهت و سرعت حرکت ستاره را اندازه گیری کرد.اگر طیف تابش شده از ستاره به سمت رنگ آبی جا به جا شود ستاره در حال نزدیک شدن به ما است و اگر این طیف به سمت رنگ قرمز حرکت کند به این معنی است که ستاره در حال دور شدن از ما است.

تحولات ستاره ها

پس از اثبات برابری جرم و انرژی از سوی آلبرت اینشتین دانشمندان تشخیص دادند که در تمامی ستارگان تغییر و تحول رخ می دهد.ستاره ها برای نورافشانی انرژی مصرف می کنند بنابراین باید مقداری از ماده خود را به انرژی تبدیل کنند. همان طور که آتش زغال با خاکستر شدن آخرین شراره هایش خاموش می شود ستاره نیز با پایان یافتن انبار عظیم سوخت هسته ای می میرد.امروز نیز ستاره های پیری را می بینیم که تاریک می شوند در حالیکه ستاره های دیگری نیز متولد می شوند تا جایگزین آنها شوند.هنوز هم ستاره های جوانی بسیار در میان گاز های سرد کیهانی در حال شکل گرفتن هستند.خورشید سنین میانی خود را به آرامی می گذراند و برخی از پیر ترین ستاره های در حال مرگ شناخته شده اند.اخترشناسان ستاره ها را موجودات زنده ای می دانند که در طول عمر خود مراحل تولد زندگی و مرگ را پشت سر می گذارند.این مراحل برای انسان حدود 70 سال طول می کشد اما در مورد ستاره ها از چند میلیون تا چند میلیارد سال متغیر است.بنابراین هیچکس نمی‌تواند رشد یک ستاره را از تولد تا مرگ آن دنبال کند پس این سوال مطرح می شود که دانشمندان چگونه عمر ستاره را محاسبه می کنند؟ تصور کنید در حالی که هیچ گاه درختی ندیده اید شما را به میان جنگل ببرند چه پیش می آید؟درختان گوناگونی از جوانه های کوچک تا درختان غول پیکر خواهید دید که در مراحل مختلف رشد خود قرار دارند.اگر اندکی دقت کنید می‌توانید به چرخه حیات درختان پی ببرید.اخترشناسان به روشی مشابه با استفاده از قوانین فیزیک و رصد گونه های مختلف ستارگان توانسته اند به سلسله حوادث زندگی یک ستاره پی ببرند.

تولد ستاره

به جز اجرام درخشانی که در آسمان تاریک شب دیده می شوند ابر های گازی و توده های غباری بسیاری هم در کیهان پخش شده اند.از آنجا که این توده های سرد شناور {سحابی ها} از خود نوری تابش نمی کنند اغلب نمی‌توان آن را دید.گاهی اوقات با عبور یک کهکشان و یا بر اثر امواج ضربه ای حاصل از انفجار یک ستاره بزرگ این ابر ها و غبارات گازی سرگردان به هم نزدیک می شوند و بر اثر جاذبه توده بزرگ تری را به وجود می آورند.

به تدریج و با متراکم شدن ذرات در مرکز توده نیروی جاذبه بیشتری به وجود می آید و در نتیجه گاز ها و ذرات بیشتری از اطراف به سمت مرکز جذب می شوند و شروع به چرخش به دور آن می کنند.به مرور زمان توده شکل قرص دواری به خود می گیرد و چرخش آن سریع تر می شود.هر چه قرص بزرگتر شود نیروی جاذبه آن افزایش می یابد و مانند یک جاروبرقی تمامی گاز ها و ذرات اطراف را به سمت مرکز خود می کشد.

با افزایش تراکم و فشار در مرکز قرص دمای گاز که قسمت اعظم آن را هیدروژن تشکیل می دهد مدام افزایش می یابد.با گذشت یک میلیون سال هسته ای داغ و چگال با دمایی حدود 1500 درجه در مرکز این قرص دوار شکل میگیرد که آن را پیش ستاره می نامند.طی میلیون ها سال ذرات و گاز های اطراف به سمت مرکز ستاره جوان جذب می شوند و دمای هسته همچنان بالا می رود تا به حدی برسد که برای شروع واکنش های هسته ای کافی باشد در این شرایط پیش ستاره آماده تبدیل شدن به یک ستاره واقعی می شود.

وقتی دمای پیش ستاره به 7 میلیون درجه سانتیگراد رسید اتم های هیدروژن هسته طی واکنش گداخت هسته ای{فیوژن} با هم ترکیب و به اتم هلیوم تبدیل می شوند.انرژی گرمایی حاصل از این واکنش هسته ای به همراه فشار ناشی از تراکم اتم ها در مرکز ستاره باعث بالارفتن دما و در نتیجه افزایش واکنش های هم جوشی هسته ای می شود.جذب گاز توسط پیش ستاره تا حدی ادامه می یابد که میان نیروی جاذبه {به طرف داخل} و فشار ناشی از انفجارات هسته ای{به طرف خارج} تعادل ایجاد می شود.پس از برقراری این تعادل ستاره نورانی شکل می گیرد.اما اگر جرم کافی از گاز ها و غبار در اطراف پیش ستاره نباشد ستاره ای هم شکل نمی گیرد و به جای آن کوتوله قهوه ای متولد می شود.

زندگی تا مرگ ستاره

در هسته هر ستاره ای که در Hسمان می درخشد واکنش های عظیم هم جوشی رخ می دهد تا ستاره مانند یک لامپ غول پیکر کیهانی از خود نور تولید کند.هنگامی که ستاره شکل می گیرد گرانش ان می کوشد تا گاز های خود را منقبض کند و در فرو کشد اما واکنش های هسته ای که در مرکز ستاره رخ می‌دهد چنان انرژی عظیمی به سوی خارج هسته ازاد می‌کند که از فرو پاشیدن ستاره جلوگیری می کند.

زمانی که ستاره {بر حسب جسمش} سوخت خود را تمام کرد و تمام هیدروژن هسته ان به هلیوم تبدیل شد وارد مرحله جدیدی از زندگی خود می شود.با افزایش دمای مرکز بر اثر واکنش های هسته ای ستاره سعی می کند تا هیلیوم تولید شده را به عناصر سنگین تری چون اکسیژن و کربن تبدیل کند.اگر ستاره به اندازه کافی بزرگ باشد ان گاه سوخت و جرم کافی برای ادامه عمل هم جوشی هسته ای خواهد داشت.در این صورت با رسیدن دمای درون ستاره به 700 میلیون درجه سانتیگراد اتم های کربن مرکز ستاره هم به نئون و منیزیم تبدیل خواهد شد.انرژی حرارتی عظیمی که در مرکز ستاره تولید می‌شود با انتقال به لایه های رویی موجب ادامه تبدیل عناصر در انجا خواهد شد.با انبساط لابه های بیرونی ستاره بزرگ و بزرگتر می‌شود تا به ابرغول سرخ رنگی تبدیل شود.

هنگامی که دمای مرکز ستاره به 2 میلیارد درجه سانتیگراد برسد هسته اتم های اکسیژن نیز به یکدیگر جوش میخورند و اتم های سیلیکون و گوگرد تولید می شوند.در حرارت بالای3 میلیارد درجه این عناصر به اهن تبدیل خواهند شد.اما از انجا که ساختار اتم اهن اجازه ذوب شدن هسته و تشکیل عناصر سنگین تر را نمی دهد این اخرین واکنشی است که می‌تواند در مرکز ستاره رخ دهد.

با پایان عمل همجوشی و با متوقف شدن تولید انرژی در مرکز ستاره گرانش ستاره بر فشار هسته غلبه می‌کند و در کمتر از یک صدم ثانیه هسته ستاره تحت فشار زیاد متلاشی می‌شود.دمای مرکز ناگهان به 100 میلیارد درجه سانتیگراد افزایش مییابد.لایه های بالایی با سرعتی حیرت انگیز به درون هسته فرو میری زند. بر اثر افزایش فشار و دمای ناگهانی ساختار اتم های مرکز درهم می شکند.الکترون ها از مدار خود به درون هسته اتم می افتند و در ترکیب با پروتون ها به نوترون تبدیل میشوند.بر اثر این واکنش انرژی بسیار زیادی ازاد می‌شود و ناگهان ستاره با انرژی فوق العاده زیادی منفجر می‌شود و همه مواد و گاز های ان با شدت باورنکردنی به فضای اطراف پرتاب میشوند.

خواص فیزیکی ستارگان

از طیفی كه از نور یك ستاره به دست می آید برای تعیین دمای سطح آن یعنی دمای لایه ای كه به "نور سپهر" موسوم است نیز استفاده می شود. دمای نور سپهر ستاره ها بسیار كمتر از دمای داخل آن هاست.

دمارا معمولا بر حسب مقیاس مطلق(یا كلوین)كه به صورت ᴷ نمایش داده می‌شود بیان می كنند. برای تبدیل مقیاس مطلق به سانتیگراد باید 273 درجه از اولی كم كرد. دمای نور سپهر ستاره ها در حدود هزاران درجه ی مطلق است.

دمای سطحی ستاره ها معمولا در حدود 5000 تا 7000درجه كلوین است. ستاره های فوق سوزان نظیر زتا-كشتی دم دمایی برابر با 30000 درجه كلوین دارند و قراینی وجود دارد حاكی از این كه دمای سطحی بعضی ستارگان به 50000 درجه كلوین می رسد.از سوی دیگر دمای سرد ترین ستاره شناخته شده (خی-دجاجه) كه ستاره متغیری است به هنگام مینیموم فقط 1800 درجه كلوین یا در حدود 1500 درجه سلسیوس است.

اجزای لازم برای شکل گیری ستارگان

مواد سازنده بدن هر یک از ما روزگاری به صورت گاز و غبار میان ستاره‌ای بوده است درواقع موادی که سرانجام ستارگان و منظومه‌های سیاره‌ای را پدید آورده‌اند.

شهاب سنگها تکه هایی (عموما"سرگردان )جدا شده از سیارکها،ماه،مریخ وحتی شاید دنباله داران با وزنهای بین چند گرم تا چندین تن هستند که از فضا به زمین می افتند . این اجرام تا زمانی که در فضا سرگردان باشند شهاب واره نامیده شده و وقتی که یکی از آنها به جو زمین برخورد می کند معمولا" در ارتفاع های بین 120 تا 90 کیلومتری سطح زمین درخشش مختصری یا ردی درخشان زود گذز  ایجاد می کند که شخانه یا شهاب نام می گیرد. شهاب سنگهای بسیار بزرگ که سیارکهایی کوچکند هنگام برخورد با زمین منفجر می شوند وحفره هایی به نام دهانه های برخوردی پدید می آورند.سقوط آنها ممکن است با ظهور آتشگوی وسپس موج انفجار همراه باشد.به ندرت نیز برخورد آنها چنان انفجار آمیز است که سیر تاریخ زمین را دگرگون می سازد.در سالهای اخیر شهابسنگها ودهانه های  برخوردی به سبب کشف غرابت ایریدیومی موجود در میان رسوبات مرزی کرتاسه- ترشیاری در کانون توجهات قرار گرفته اند.احتمالا" ۶۵ میلیون سال پیش یک شهابسنگ بزرگ (یا هسته یک دنباله دار)در محلی که اکنون شبه جزیره یوکاتان نامیده می شود با سطح زمین برخورد کرد ودهانه بزرگی به قطر ۱۸۰ کیلومتر پدید آورد.

برخی شهابسنگها شبیه سنگهای آتشفشانی زمین هستند.برخی دیگر شبیه آلیاژ آهن - نیکلی هستند که طبق باورهای امروزین هسته زمین را می سازند با این وجود بسیاری دیگر به هیچ چیز زمینی شباهت ندارند وممکن است بازمانده ماده اولیه ای باشند که منظوه شمسی از آن پدید آمد.بررسی این شهابسنگهای آغازین در آزمایشگاه ،دانشمندان را قادر می سازد تا با بخشی از غبار اختری که منظومه شمسی از جمله خورشید،زمین وحتی خود آدمی از آن پدید آمد کارکنند.این اجرام نمونه ای از بخش های دست نایافتنی منظومه شمسی هستند که احتمالا" هیچگاه هدف بازدید فضانوردان نخواهند بود زیرا هزینه چنین سفرهای اکتشافی بسیار گزاف است.

شهابسنگها را معمولا" به نام  محلی که هنگام سقوط در آن حوالی دیده شده ویا محل یافتن  آنها می نامند.سقوط شهابسنگها در برخی موارد شامل هزاران قطعه سنگ یا آهن است که وزن همه آنها به چندین تن می رسد ومعمولا" در نواحی وسیعی توزیع می شوند.چنین مواردی را بارش شهاب سنگی می نامند.قطعه قطعه شدن شهابسنگهای بزرگ ناشی از  اثرات حرارتی و فشاری جو زمین است.

شهاب سنگها به سه دسته زیر تقسیم می شوند:

      سنگی: که عموما" از جنس سیلیکات بوده ومانند صخره های زمینی هستند. یافتن شهابسنگ های سنگی مشکل تر است. زیرا از سیلیکات هایی مانند سیلیکات ها ی سنگ های زمینی تشکیل شده اند. گونه ای از این شهابسنگها یعنی شهابسنگهای سنگی یوکریت به احتمال بسیار قوی از سیارک وستا که یکی از شناخته شده ترین سیارک ها است کنده شده اند.

شهابسنگ های سنگی به دو نوع کندریت و آکندریت تقسیم می شوند. شهابسنگ های که دارای دانه های کندرول هستند کندریت و آنهایی را که فاقد کندرول باشند را آکندریت می نامند.

       سنگی آهنی : که تقریبا" مقدار آهن وسیلیکات آنها به یک اندازه است تعداد شهاب سنگهای یافت شده از این گروه نسبت به بقیه کمتر است. در آنها بلورهای سنگی در زمینه فلز دیده می شود و در مواردی سنگ و فلز با هم مخلوط شده اند.

     آهنی:سنگهایی که بطورکلی از نیکل و آهن تشکیل شده اند.این سنگها با توجه به نسبت این دو عنصر دارای چند زیر رده می باشد. شهابسنگ های آهنی بسیار کم در معرض هوازدگی قرار می گیرند. بنابر این چندین سال هم که از سقوطشان بگذرد باز هم شکل اولیه خود را حفظ می کنند. ولی شهابسنگ های سنگی را پس از چند سال به دشواری می توان از سنگ های زمینی تمیز داد.

بیشتر شهابسنگها نشانه هایی از  حرارت  وفشار های خاصی دارند وعقیده بر این است که تکه های اجرام بزرگتری مانند سیارکها بوده اند.گرچه شهابسنگهای مریخی و شهابسنگهای ماه هم شناسایی شده اند. مشاهدات طیفی از مدارک چنین عقیده هایی به حساب می آیند. این سنگها بر اثر برخوردهای فضایی شدید با سطح ماه یا مریخ به فضا پرتاب می شوند و پس از مدتی سرگردانی به دام گرانش زمین می افتند. تاکنون بیش از 30 شهابسنگ مریخی پیدا شده است. از آنجا که انسان هنوز ماموریت رفت و برگشتی به مریخ انجام نداده است تا نمونه هایی را به زمین بیاورد این سنگها تنها نمونه های مریخ روی زمین اند.

شهابسنگها از دید دیگری هم تقسیم می شوند:شهابسنگهای سقوط عینی یا Falls  که زمان سقوط مشاهده شده وپس از زمان کمی یافت می شوند  و شهابسنگهای یافته یا Finds   که مدت زمان زیادی پس از سقوط یافت می شوند.

شهابسنگهای سنگی بیشتر از دسته اول هستند بنابراین عقیده بر این است که عمده شهابسنگهای یافت شده  از این دسته باشند.شهاب سنگهای آهنی بیشتر از  دسته دوم هستند چراکه این سنگها تامدت زمانهای مدیدی پس از سقوط فرسوده وهوازده نمی شوند .

شهاب سنگهادارای ارزش بسیار هستند هم از دید دارندگان کلکسیون شهاب سنگ وهم از دید افراد متخصصی که روی منشا ء ومواد تشکیل دهنده آنها کار می کنند.هرچند مدتی چنین سنگهایی با زمین برخورد می کنند والبته بسیاری از آنها شاید هیچ وقت به دست انسانها نیافتند.

شهابسنگها به طور تصادفی در همه جای زمین از مناطق گرم استوایی تا مناطق سرد قطبی سقوط می کنند و جایی از سیاره میزبان بهتری برای آنها نیست. اما در پهنه یخزده و سفید پوش مناطق قطبی شهابسنگها را راحت تر از هر کجای دیگر می توان شناسایی کرد. چون در این مناطق بجز سنگ های آسمانی اغلب نشانی از سنگ دیگری نیست و جستجو گران آنها را می توانند از دوردست به خوبی شناسایی کنند. همچنین کویرهای شنی و صحراهای بسیار خشک نیز مانند صحرای آفریقا میزبانان بسیار خوبی برای شهابسنگ ها می باشند.

اگر ناظر سقوط یک شهاب سنگ را در چند صد متری خود ببیند احتمالا"نخواهد توانست آن را پیدا کند وآنهایی که به طور اتفاقی به ساختمانها یا خود رو ها می خورند آشکارا استثنایی هستند.سابقه موثقی از مرگ افراد بر اثر سقوط شهاب سنگ وجود ندارد هر چند شهاب سنگ ناخلایت در مصر هنگام سقوط در سال 1911 میلادی سگی را کشت.

طبق پیش بینی آماری به ازای هر سه شهاب سنگ که نزدیک قطبین سقوط می کنند،چهار سنگ نیز نزدیک به استوا می افتند،زیرا تمرکز گرانشی شهاب سنگها را به سوی نواحی استوایی سوق می دهد.

شهاب سنگها در تمام ساعات شبانه روز سقوط می کنند اما شمار آنها در بعد از ظهروشامگاه بیشتر است.زیرا هنگام چرخش زمین ،نیمکره ای که در آن زمان محلی از ظهر تا نیمه شب است با اجرامی مواجه است که در گردش مداری به دور خورشید از روبرو به زمین نزدیک می شوند. در این مواقع آنها آسانتر در میدان گرانش زمین به دام می افتند.بر عکس این اجرام از نیمکره ای که در آن زمان محلی از نیمه شب تا ظهر است دور می شوند.پس احتمال آنکه در میدان گرانشی زمین به دام بیافتند ضعیف است.بیشتر اجرام منظومه شمسی در همان جهت زمین بدور خورشید می گردند بنابراین هنگام مواجهه،اختلاف سرعت با زمین اندک است،یعنی فقط در حد چند کیلومتر در ثانیه.هر چه سرعت مواجهه کمتر باشد بخت آنکه جسم هنگام سقوط در جو زمین نسوزد و سالم به سطح زمین برسد بیشتر است.اجرام نادری که در جهت مخالف زمین بدور خورشید می گردند  احتمالا" یکراست به نیمکره ای که زمان محلی آن از نیمه شب تا ظهر است می خورند. در این رویا رویی ،سرعت نسبی زمین وجسم می تواند به 70 کیلومتر در ثانیه برسد.این اجرام با چنین سرعتی بخت ناچیزی برای بقاء دارند ودر جو می سوزند.

                                              شهاب سنگها چگونه بر زمین می افتند؟

شهاسنگها تا قبل از اینکه بر زمین سقوط کنند شهابواره نامیده می شوند.سرعت شهابواره ها هنگام مواجهه با زمین همواره از 2/11 کیلومتر در ثانیه(سرعت گریز از میدان گرانش زمین)بیشتر است.این مقدار تقریبا" 40 برابر  سرعت صوت است.وقتی شهابواره در ارتفاع 100-120 کیلومتر  است اصطکاک جوی چنان آن را داغ می کند که آتشگویی درخشان پدید می آورد.آنچه از این پس روی می دهد به سرعت،جرم،وسستی ماده شهابواره بستگی دارد.اجرام خیلی کوچک می سوزند وشهاب نام می گیرند.اما ریزترین آنها سالم می مانند وخرده شهابسنگ نامیده می شوند.شهابواره های سست بنیان نرسیده به ارتفاع 80یا90کیلومتری از هم می پاشند ودنباله هایی چندگانه برجای می گذارند.اجرام سختی که بیش از حدود10گرم وزن دارندتولید آتش گویی میکنندوممکن است بخشی از آنها تا ارتفاعات پایین تر دوام بیاورند.اجرام بزرگ تر آتشگویهایی می آفرینند که گاه به درخشانی خورشید اند.

هنگام عبور از میان جو گرداگرد شهابواره های کوچک تر از یک متر غلافی از گاز های ملتهب شکل می گیرد که قطر آن گاه تا 200متر هم میرسد.این غلاف براثر اصطکاک جوی که سطح شهابواره را ذوب وتبخیر میکندونیز عبور جسم از میان جو که به هوای اطراف بار الکتریکی میدهد پدید می آید.تمام گرمای حاصل حین ذوب وتبخیر از شهابواره دور میشود ودرون آن سرد باقی می ماند .با نفوذ شهابواره به ارتفاعات پایین تر،هوای چگال تر از شتاب آن میکاهد.اگر جسم تا سرعت های فروصوت سالم بماند آتشگوی اطراف آن خاموش می شود و باقیمانده تحت نیروی گرانش سقوط میکندوشهابسنگ نام میگیرد بقایای آخرین ماده مذاب روی سطح جسم جامد می شود ولایه ی نازک و معمولا" سیاهرنگ موسوم به لعاب سوختهمی سازد.یک آتشگوی در خشان ممکن است در صدها کیلومتر از مسیر پروازش مشاهده شود و در اغلب موارد تغییر رنگ دهد.آتشگویی با تلاشی شهابواره شعله ور میشود و مانند گویی تابناک، تندرو و دنباله دار به چشم  میرسد،مگر برای ناظرینی که آن را درست از روبرو میبینند.برای آنها دنباله دار ناپیداست ودر عوض آتشگویی به ظاهر ثابت می بینند که با حرکت به طرف آنها هرلحظه بزرگ تر می شودمعمولا" آتشگوی ها فقط برای چند ثانیه مرئی هستند اما ممکن است ردی (یا دنباله ای)از غبار در آسمان برجای بگذارندکه چند ده دقیقه دوام بیاورد.

اغلب همانطور که غرش رعد به دنبال برق شنیده می شود ظهور یک آتشگوی نیز با آثار صوتی همراه است ،علاوه بر این ممکن است اصوات اسرار آمیزی شبیه تاراق...توروق و هیس....هیس نیز همزمان  با ظهور آتشگوی شنیده شوند.از آنجا که صداهای اخیر همزمان با ظهور آتشگوی به گوش میرسند عامل آنها نیز  باید با سرعت نور حرکت کند یعنی به نوعی با امواج مغناطیسی مربوط باشد.اثرات صوتی آتشگوی های درخشان می تواند سبب لرزش وشکستن شیشه ها شودوحتی زمین را اندکی بلرزاند.به دنبال این ها ،صداهای وزوز و صفیر سوت احتمالا" خبر از سقوط اجرامی می دهد که از این پس باید شهابسنگ خوانده شوند.دلیل تکه تکه شدن بعضی از شهابسنگها حین سقوط بر زمین:

هنگامیکه شهابواره با سرعتی فراتر از صوتبه جو چگال زیرین نفوذ می کند هوای جلوی آن متراکم می شود در حالیکه در عقب آن خلاء تشکیل می گردد. شهابواره ها اغلب تحت این تنش دوام نمی آورند وترک می خورند ، بویژه اگر سستی هایی در آنهاوجود داشته باشد.چنین سستی هایی ممکن است درزها یا رگه های ضربه باشند که در فضا بر اثر برخورد سیارکها پدید می آیند.تلاشی ممکن است در چند مرحله صورت بگیرد وبارشی شهابسنگی از چند قطعه بزرگ وبسیاری قطعات کوچک تر پدید آورد.با این وجود معمولا" بیشتر جرم شهابسنگ در قطعه های بزرگ باق می ماند.قطعات  یا پاره های بارش در محوطه ای بیضی شکل روی زمین پراکنده می شوند وبزرگترین آنها روی خطی که از مسیر پرواز دورتراست به زمین می افتد.

شهاب سنگها از کجا می آیند؟

ما از همزمانی ظهور آتشگوی های درخشان وسقوط شابسنگها می دانیم که آنها از فضا می آیند اما برای شناسایی سرچشمه آنها در فضا،نیازمند تعیین مدار شهابواره ها قبل از مواجهه آنها با زمین هستیم.این موضوع نیازمند آگاهی از جهت وسرعت هر شهابواره در هنگام پرواز جوی است.جهت لی را می توان ب استفاده از دست کم ده مشاهده توسط راصدانی دقیق که در دو طرف مسیر پرواز بوده باشند دریافت.اما سرعت را فقط به کمک عکس هایی که با دوربینهای خاص تهیه شده باشند می توان انداز ه گیری کرد.تاکنون چند مورد  موفق در اندازه گیری مشخصات مداری شهاب سنگها انجام شده و  مشخص شده که تعدادی از آنها دارای سرچشمه با مدارهایی مشابه مدارهای خانواده ای  سیارکی با نام خانواده سیارکهای آپولو و به شکل مدارهای بیضوی از مدار زمین تا کمربند سیارکی هستند.کمربند سیارکی شامل تعداد بی شماری سیارات کوچک یا قطعت سیاره ای است که در مدارهای تقریبا" دایره ای بدور خورشید در گردشند.گهگاه گرانش مشتری یک سیارک را به مداری بیضیوار می کشاند.اگر این مدار بیضوی مدار زمین را قطع کند ممکن است سیارک یا تکه هایی از آن به زمین اصابت کندبعضی اجرام که در مدارهایی شبیه مدار سیارکهای آپولو حرک می کنند،از درون تلسکوپ ظاهری مه آلود دارنداینها دنباله دارهای کوتاه دوره(یعنی دنباله دارهایی که در محدوده داخلی منظومه شمسی حرکت می کنند وبه همین سبب به دفعات مشاهده می شوند)هستند  وآشکار است که آنها، یا پسمانده های آنها،نیز به زمین سقوط می کنند.دنباله دارهای دراز دوره مدارهای بیضی بسیار کشیده ای دارند وسرعتشان هنگام رویارویی با زمین آنچنان زیاد است که اثر اصطکاکی جو به تخریب کامل وحتی انفجار آمیز آنها می انجامد.با ان وجود دنباله داران دراز دوره م توانند در محدوده داخلی منظومه شمسی به دام بیافتند ومداری کوتاه دوره پیدا کنند.پس احتمالا" در مین ،هم مواد سیارکی وهم دنباله داری به شکل شهابسنگ وخرده شهابسنگ فرو می ریزند.علاوه بر منشاءشهایسنگی ودنباله داری،ترکیب سیزده شهابسنگ نشان می دهد که آنها از ماه هستند وهشت تای دیگر نیز منشاءمریخی دارند.

سرعت هیچ یک از آتشگوی ها،شهابها یا دنباله دارانی که تاکنون مشاهده شده اند از سرعت گریز از منظومه شمسی بیشتر نبوده است.سرعت گریز از منظومه شمسی عبارت است از سرعتی که جسم باید برای خنثی کردن گرانش خورشید داشته باشد تا از میدان گرانشی آن بگریزد و وارد فضای بین سیاره ای شود.بر عکس ،جسمی که از فضای بین ستاره ای وارد میدان گرانشی خورشید شود به طرف آن شتاب می گیرد.در این حال سرعت جسم برابر خواهد بود با سرعت آنها در فضای بین ستاره ای به اضافه سرعتی که بر اثر گرانش خورشید پیدا کرده است.بنابراین هرجمی که از بیرون به منظومه شمسی وارد شود با سرعی بیش از سرعت گریز حرکت خواهد کرد.چون تاکنون چنی شهابسنگی مشاهده نشده می توانیم بگوییم که شهابسنگهایی که بر زمین می افتند همگی به منظومه شمسی تعلق دارند.قابل ذکر است سرعت گریز از خورشید 618 کیلومتر در ثانیه است.

سالیانه چه تعداد شهاب سنگ بر سطح زمین می افتد؟

تحقیقات نشان می دهند سالانه در حدود 26000 شهابسنگ هر یک به وزن بیش از 100 گرم بر زمین سقوط می کنند. از این میان بیشتر آنها در اقیانوس ها که 70 درصد سطح زمین را پوشانده اند می افتند.از بقیه نیز فقط سقوط 5 تا 6 مورد مستقیما" مشاهده می شود ویا منجر به خسارت می شود.همین ها هستند که بازیابی شده ودر دسترس دانشمندان قرار می گیرند.نمونه هایی از تقریبا" 900 سقوط مشاهده شده با چشم در مموعه های شهابسنگی حفظ می شوند که بیشتر آنها نیز مربوط به دو سده اخیر هستند. به غیر از شهابسنگها،شهابها وخرده شهابسنگها نیز شاید سالانه 10000 تن به جرم زمین اضافه می کنند،البته این مفدار در 4550 میلیون سالی که از عمر زمین می گذرد چندان بر جرم آن(که شش ضربدر ده بتوان 21 است)نیفزوده است.

               چند پرسش وپاسخ درباره شهابسنگها

عمر شهابسنگ ها چقدر است؟
در زندگی هر شهابسنگ چهار دوره زمانی مجزا وجود دارد:
1- سن زمینی: منظور مدت زمانی است که از سقوط شهابسنگ بر سطح زمین می گذرد.
2- سن تابش پرتوهای کیهانی: دومین سن هر شهابسنگ دوره ای است که طی آن مانند جرمی کوچک در مداری به دور خورشید می گردید.
3- سن پیدایش: منظور مدت زمانی است که از آخرین رویداد عمده دمای زیاد در شهابسنگ می گذرد.
4- سن ماقبل پیدایش: تقریباً تمام عناصر به جز هیدروژن و هلیم در دل گونه های مختلف ستاره ها پدید آمده اند. این موضوع نه تنها درباره شهابسنگها بلکه در مورد هر آنچه در زمین یافت می شود و از جمله بدن خود ما صادق است. سن ما قبل پیدایش برای هر عنصر فاصله زمانی میان پیدایش آن در یک ستاره تا شرکت آن در تشکیل سیارات یا شهابسنگ ها است.

چگونه می توان شهابسنگ ها را از سنگهای زمینی تشخیص داد؟

شهابسنگ ها شگلهای گوناگونی دارند که این اشکال در شناسایی آنها به ما کمک می کنند. بسیاری از آنها رویه ای صاف دارند و فاقد لبه های تیزند. روی بعضی از آنها فرورفتگی ها و برجستگی های ملایمی به چشم می خورد. مثل اینکه روی آنها را با نوک انگشت فشرده اند. تا زمانی که شهابسنگ ها کاملاً در معرض هوازدگی قرار نگیرند در درون این فرورفتگی ها آثاری از پوسته سوخته و جوشیده شهابسنگ دیده می شود.
برای اینکه با اطمینان بسیار بدانید که کدام سنگ شهابسنگ است باید چند آزمایش انجام دهید:
1- چگالی سنگ را اندازه بگیرید. چگالی شهابسنگ ها حداقل 3/3 گرم در سانتی متر مکعب است. سنگی را که فکر می کنید شهابسنگ است را به دقت وزن کنید. اگر سنگ کوچک بود می توانید از یک جواهر فروش درخواست کنید آن را وزن کند. سپس حجم سنگ را محاسبه کنید. برای این کار می توانید آزمایش معروف ارشمیدس را انجام دهید. ظرفی را پر از آب کنید و سنگ را توی آن بیندازید. مقدار آبی را که بیرون می ریزد با سرنگ یا پیمانه ای که حجمش مشخص است اندازه بگیرید. حجم به دست آمده در واقع حجم سنگ است.. وزن را بر حجم تقسیم کنید تا چگالی بدست آید. اگر چگالی سنگ بیشتر از 3/3 گرم در سانتی متر مکعب بود احتمال آسمانی بودنش بیشتر است.
2- قطب نمایی را به سنگ نزدیک کنید. اگر عقربه قطب نما منحرف شد باعث خوشحالی است. چون هرچه خاصیت مغناطیسی سنگ بیشتر باشد احتمال شهابسنگ بودنش هم بیشتر است.
3- بخش کوچکی از سنگ را به آرامی با سمباده بسایید. در شهابسنگ های سنگی رگه ها یا دانه های درخشان فلزی دیده می شود. در شهابسنگ های آهنی نیز رگه ها به صورت شعاع های براق دیده می شوند که روی هم افتاده اند. دقت کنید که این شعاع های فلزی را با بلورها و رگه های درخشان کوارتز یا میکای سنگ های زمینی اشتباه نگیرید. با یک ذره بین با درشتنمایی 10 یا بیشتر این رگه ها را بررسی کنید و از زوایای مختلف به آنها نگاه کنید. سطح رگه ها باید مانند سطوح فلزی به نظر آیند. با سوزن تیزی روی آنها خط بکشید. اگر خش نیفتاد رگه ها فلزی اند و سنگ هم به احتمال بسیار زیاد شهابسنگ است.

آیا شهابسنگ ها ارزش مادی دارند؟

سیارک های موجود در کمربند سیارک ها حاوی مواد معدنی بسیار زیادی می باشند. طبق یک تخمین علمی ارزش تمام مواد معدنی موجود در کمربند سیارک ها برای هر انسان روی زمین معادل 100 میلیارد دلار است. البته شکی نیست که استخراج این معادن در حال حاضر بیش از این هزینه دارد. شهابسنگ هایی هم که به زمین سقوط می کنند دارای مقادیر بسیار ناچیزی از این مواد معدنی هستند که این مواد اطلاعات بسیار زیادی را از منظومه شمسی در اختیار دانشمندان قرار می دهد. به همین دلیل مراکز خرید و فروش شهابسنگ ها در برخی از کشورها دایر شده است که مشتریان اصلی این مراکز بیشتر اوقات موزه ها و مراکز پژوهشی اند که نمونه های مهم تازه یافت شده را خریداری می کنند. نشانی اینترنتی www.meteorite.com  و www.imo.net   نمونه ای از چنین مراکزی است که به خرید و فروش شهابسنگ ها می پردازد. همچنین در این سایت اطلاعات جامعی را درباره شهابسنگ ها می یابید.

بررسی ارزش اقتصادی دهانه های برخوردی،از داغ ترین عرصه های کاربرد این شاخه از علوم است.کشف تله های نفتی در ساختار برخوردی ایمز در تگزاس،الماس در ساختار غول پیکر پوپیگای فدراسیوم روسیه،طلا در حوضه های بوشولد و  ورده فورت در آفریقای جنوبی ونیکل در ساختار سادبری کانادا تنها گوشه ای از ارزش بالقوه نمودهای برخوردی است.

منابع:

سیارک‌‌‌ها گروه بزرگ و پراکنده از اجسامی را تشکیل می‌‌‌دهند که ‌‌‌دور خورشید می‌چرخند. قدیمی‌‌‌ترین و شناخته‌شده‌ترین آن‌ها، کمربند اصلی سیارک‌‌‌ها بین مریخ و مشتری با فاصله‌‌‌ی 2.2AU تا 3.3AU از خورشید می‌‌‌باشد. مدار دورترین سیارک‌‌‌ها، بسیار فراتر از پلوتون قرار دارد؛ در حالی که برخی از آن‌‌‌ها از زمین هم به خورشید نزدیک‌‌‌تر می‌‌‌شوند. قطر سیارک‌‌‌ها از صدها متر تا صدها کیلومتر متغیر است. بزرگ‌‌‌ترین سیارک، سِرس، در گروه سیاره‌‌‌های کوتوله جای می‌‌‌گیرد. مرز بین سیارک و شهاب‌واره مشخص نیست. ساختمان و ترکیب سیارک‌‌‌ها بسیار متفاوت است؛ از توده‌‌‌های یخی شبه‌‌‌دنباله‌‌‌دار و مواد سست گرفته، تا اجسام جامد سخت صخره‌‌‌ای یا آهنی-نیکلی.

 
تصویر سمت چپ، سیارک گاسپرا هست که توسط فضاپیمای گالیله گرفته شده است. قطر کوچکترین حفره آن 300 متر است. تصویر سمت راست، سیارک اروس است که فضاپیمای نییر از فاصله 200 کیلومتری تصویر آن را گرفته است. حفره بالایی در حدود 5 کیلومتر قطر دارد. این فضاپیما حدود یک سال دور اروس چرخید و در سال 2001 بر روی آن فرود آمد.

برای مشاهده‌‌‌ی سیارک به تلسکوپ نیاز است، چرا که حتی روشن‌‌‌ترین آن‌ها را نیز نمی‌‌‌توان با چشم غیر مسلح دید. هر چند با یک تلسکوپ بزرگ به سیارک‌‌‌ها نگریسته شود، آن‌ها نیز مانند ستارگان، نقطه‌‌‌هایی نورانی‌‌‌اند. تنها، حرکت آهسته‌‌‌ی آن‌ها در مقابل زمینه‌‌‌ی ستارگان نشان می‌‌‌دهد که آن‌ها عضوی از منظومه شمسی می‌‌‌باشند. چرخش سیارک، به یک تغییر منظم نور منجر می‌‌‌شود. در بیش‌تر موارد، دامنه‌‌‌ی تغییر نور خیلی کم‌تر از یک قدر است، و معمولاً دوره تناوب چرخش بین 4 تا 15 ساعت می‌‌‌باشد.

تا پایان سال 2006، تعداد سیارک‌‌‌های شماره‌‌‌گذاری شده بیش از 140000 بود. امروزه تعداد سیارک‌‌‌های فهرست بندی شده، ماهانه افزایش می‌‌‌یابد. برآوردها نشان می‌‌‌دهد که بیش از یک میلیون سیارک بزرگ‌‌‌تر از 1Km در منظومه شمسی وجود دارد.

مشخصات سیارک‌‌‌های کمربند اصلی را از همه بهتر می‌‌‌دانیم. جرم مجموع این سیارک‌‌‌ها کم‌تر از 1/1000 جرم زمین است. مرکز این کمربند سیارکی تقریباً در فاصله‌‌‌ی 2.8AU قرار دارد؛ چیزی که با پیش‌‌‌بینی قانون تیتوس-بُده(Titius–Bode Law ) منطبق است. بر اساس یک نظریه که در گذشته شهرت داشت، تصور می‌‌‌شد که سیارک‌‌‌ها بقایای انفجار یک سیاره باشند. این نظریه نیز، در کل مانند دیگر نظریه‌‌‌های فاجعه‌‌‌آمیز، کنار گذاشته شده است.

بر اساس نظریه‌‌‌ای که امروزه مورد قبول قرار گرفته است، سیارک‌‌‌ها هم زمان با سیاره‌‌‌های بزرگ تشکیل شدند. سیارک‌‌‌های نخستین، قطعه‌‌‌های بزرگی بودند که بیش‌تر آن‌ها بین مدار مریخ و مشتری، دور خورشید گردش می‌‌‌کردند. این قطعات هرگز نتوانستند یک سیاره‌‌‌ی بزرگ را بسازند، و از برخورد آن‌ها با یکدیگر، سیارک‌‌‌های کنونی به‌‌‌وجود آمدند. برخی از سیارک‌‌‌های بزرگ ممکن است همان اجسام اولیه باشند. عناصر مداری بعضی از سیارک‌‌‌ها بسیار شبیه به هم است. هر یک از این گروه‌‌‌ها را خانواده‌‌‌ی هیرایاما می‌‌‌نامند. احتمالاً آن‌ها بقایای جسم بزرگی هستند که به گروهی از سیارک‌‌‌های کوچک‌‌‌تر خرد شده است. تا کنون، ده‌‌‌ها خانواده‌‌‌ی هیرایاما (Hirayama Family ) را شناسایی کرده‌‌‌اند، که بزرگ‌‌‌ترین آن‌ها عبارت‌اند از: مجارها، فلوراس، اِئوس، تِمیس، و هیلداس (Hungarias, Floras, Eos, Themis, and Hildas ) (نام‌‌‌گذاری بر اساس نام سیارک اصلی در گروه انجام شده است).

توزیع سیارک‌‌‌ها درون کمربند سیارکی یکنواخت نیست. به‌‌‌نظر می‌‌‌رسد این سیارک‌‌‌ها از مناطقی معروف به شکاف‌‌‌های کرک‌‌‌وود (Kirkwood Gaps ) اجتناب می‌‌‌کنند. برجسته‌‌‌ترین این مناطق در فاصله‌‌‌هایی است که نسبت دوره تناوب یک سیارک به‌‌‌دور خورشید (بر اساس قانون سوم کپلر) به دوره تناوب مشتری، عبارت است از 1:3، 2:5، 3:7، یا 1:2. چنانچه سیارکی در این شکاف حرکت کند، در تشدید با مشتری خواهد بود، و حتی کوچک‌‌‌ترین اختلال با زمان بزرگ می‌‌‌شود. در نهایت، چنین جسمی ناچار است به یک مدار دیگر نقل مکان کند. البته تأثیرات تشدید به این سادگی نیست؛ گاهی اوقات یک مدار در تشدید قفل می‌‌‌شود. برای مثال، سیارک‌‌‌های تروایی (Trojan Asteroids ) در همان مداری حرکت می‌‌‌کنند که مشتری قرار دارد (تشدید1:1)، و گروه هیلدا (Hilda Group ) نیز در تشدید 2:3 است. 
 

بسیاری از گروه‌‌‌های سیارکی، خورشید را در خارج از کمربند اصلی دور می‌‌‌زنند. از جمله‌‌‌ی آن‌ها، سیارک‌‌‌های تروجان است که 60 درجه عقب‌‌‌تر یا جلوتر از مشتری حرکت می‌‌‌کنند. این سیارک‌‌‌ها نزدیک به نقاط ویژه‌‌‌ی L4 و L5 از پاسخ‌‌‌های مسئله‌‌‌ی سه جسم مقید قرار دارند. در این نقاط لاگرانژی، یک جسمِ بدون جرم می‌‌‌تواند نسبت به اجسام پرجرم اولیه (در اینجا خورشید و مشتری) ساکن باقی بماند. در حقیقت، این سیارک‌‌‌ها حول نقاط ساکن نوسان می‌‌‌کنند؛ اما می‌‌‌توان نشان داد که مدار میانگین نسبت به اختلالات پایدار است.

یک گروه بزرگ دیگر، سیارک‌‌‌های آموری-آپولویی (Apollo-Amor Asteroids ) است. حضیض مدار سیارک‌‌‌های آپولویی درون مدار زمین، و حضیض سیارک‌‌‌های آموری بین مدار زمین و مریخ قرار دارد. این سیارک‌‌‌ها، با قطر کم‌تر از 30Km، همه کوچک‌‌‌اند. معروف‌‌‌ترین آن‌ها اِروس (433)است. این سیارک در اوایل قرن بیستم برای تعیین طول واحد نجومی مورد استفاده قرار گرفت. در نزدیک‌‌‌ترین موقعیت به زمین، فاصله‌‌‌ی آن تنها 20 میلیون کیلومتر است، و این فاصله را می‌‌‌توان مستقیماً با استفاده از اختلاف منظر مثلثاتی اندازه گرفت. برخی از سیارک‌‌‌های آموری-آپولویی ممکن است بقایای دنباله‌‌‌دارهای کوتاه‌‌‌دوره باشند که همه‌‌‌ی عناصر فرّار خود را از دست داده‌‌‌اند.

یک احتمال کم وجود دارد که برخی از سیارک‌‌‌های عبوری به زمین برخورد کنند. بر اساس برآوردها، برخورد یک سیارک بزرگ که منجر به فاجعه‌‌‌ی سراسری شود، ممکن است در هر یک میلیون سال یک بار رخ دهد. برخورد اجسام کوچک‌‌‌تر، با اثر تخریبی شبیه به یک بمب هسته‌‌‌ای، ممکن است در هر قرن یک بار اتفاق افتد. تعداد سیارک‌‌‌های نزدیک زمین (Near-Earth Asteroids)، با قطر بیش از 1Km، بین 500 تا 1000 عدد برآورد شده است؛ اما احتمالاً ده‌‌‌ها هزار جسم کوچک‌‌‌تر وجود دارد. برنامه‌‌‌هایی آغاز شده است که در آن‌ها تمام سیارک‌‌‌های نزدیک زمین شناسایی و فهرست‌‌‌بندی می‌‌‌شوند، و احتمال برخوردهای پرخطر پیش‌‌‌بینی می‌‌‌گردد.

سیارک‌‌‌های دور، سومین گروه بزرگ را خارج از کمربند اصلی سیارکی، تشکیل می‌‌‌دهند. نخستین سیارک متعلق به این گروه، کایرن (2060) است که در سال 1977 کشف شد. اوج مدار کایرن به مدار اورانوس نزدیک است، و حضیض آن اندکی داخل مدار زحل قرار می‌‌‌گیرد. سیارک‌‌‌های دور خیلی کم‌‌‌نورند، لذا یافتن آن‌ها مشکل است.

در دهه‌‌‌ی 1950، جرارد کویپر پیشنهاد کرد که ممکن است بقایایی شبه دنباله‌‌‌دار، که از زمان تشکیل منظومه شمسی به جا مانده‌‌‌اند، در ورای مدار نپتون وجود داشته باشد؛ و این بقایا، علاوه بر ابر اورت که در فاصله‌‌‌ی دورتری قرار دارد، منبعی برای دنباله‌‌‌دارها باشد. پس از این، شبیه‌‌‌سازی‌‌‌های رایانه‌‌‌ای از چگونگی تشکیل منظومه شمسی نشان داد که باید قرصی از بقایای خرد، در لبه‌‌‌ی بیرونی منظومه شمسی به‌‌‌وجود آمده باشد. این قرص را امروزه به کمربند کویپر می‌‌‌شناسند. 
 

نخستین سیارک فرانپتونی، 1992 QB1، در سال 1992 کشف شد. تا آغاز سال 2006، هزار سیارک مشابه را شناسایی کرده‌‌‌اند. برآورد می‌‌‌شود که تعداد اجسام کمربند کویپر با قطر بیش از 100Km، بیش‌تر از70000 باشد. برخی از آن‌ها ممکن است حتی از پلوتون نیز بزرگ‌‌‌تر باشند. اجسام کمربند کویپر از مراحل اولیه‌‌‌ی برافزایش منظومه شمسی باقی مانده‌‌‌اند. تعدادی از اجسام فرانپتونی، در تشدید دوره تناوب مداری 3:2 با اورانوس هستند؛ یعنی شبیه به تشدید پلوتون.

برای مدت‌‌‌های طولانی، اندازه‌‌‌ی سیارک‌‌‌ها را نمی‌‌‌دانستند. ادوارد اِ بارنارد از رصدخانه‌‌‌ی لیک در دهه‌‌‌ 1980 به صورت دیداری، قطر سِرس، وِستا، جونو و پالاس (Ceres, Vesta, Juno, and Pallas ) را تعیین کرد. عملاً تا پیش از دهه‌‌‌ی 1960، زمانی که شیوه‌‌‌های غیرمستقیم نورسنجی و طیف‌‌‌نگاری به‌‌‌کار گرفته شد، هیچ نتیجه قابل اعتماد دیگری وجود نداشت. علاوه بر این، از دهه‌‌‌ی 1980، چندین اختفای ستاره‌‌ای نیز که عامل آن‌ها سیارک‌‌‌ها بوده‌‌‌اند، مشاهده شده است. 
 

نخستین تصاویر سیارک‌‌‌ها به اوایل دهه‌‌‌ی 1990 باز می‌‌‌گردد. در سال 1991، فضاپیمای گالیله از کنار سیارک گاسپرا عبور کرد. این فضاپیما، در مسیر طولانی خود تا مشتری، در سال 1993 از کنار سیارک ایدا گذشت. بالاخره در سال 2001، فضاپیمای نییِر (NEAR) پس از یک سال گردش به‌‌‌دور اِروس روی آن فرود آمد.

تصاویر سیارک‌‌‌هااجسامی نامنظم و پر از دهانه را نشان می‌‌‌دهد که سطح آن‌ها را سنگ‌‌‌پوشه و صخره‌‌‌های خرد شده فرا گرفته است. برخی از سیارک‌‌‌ها ممکن است زمانی دو جسم جدا بوده‌‌‌اند که سپس با هم ادغام شده‌‌‌اند. در سال 1992، سیارک توتاتیس از فاصله‌‌‌ی تنها 4 میلیون کیلومتری زمین عبور کرد. تصاویر راداری یک منظومه‌‌‌ی دو جسمی را نشان می‌‌‌داد که در آن هر عضو با دیگری در تماس بود. احتمالاً تعداد سیارک‌‌‌های دوگانه نسبتاً زیاد است، و تعبیر منحنی نوری برخی از سیارک‌‌‌ها حاکی از وجود اجسامی دوقلو می‌‌‌باشد. نمونه‌‌‌ی دیگری از یک سیارک دوقلو، ایدا است که یک «قمر» دارد، جسم کوچک‌‌‌تری که در دام گرانش آن افتاده است.

ترکیب سیارک‌‌‌های کمربند اصلی، شبیه به شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌های سنگی، آهنی، و سنگی-آهنی است. بیش‌تر سیارک‌‌‌ها را بر اساس خواص نورسنجی و قطبش‌‌‌سنجی، در سه گروه جای می‌‌‌دهند؛ C، S و M و 95% از این سیارک‌‌‌های رده‌‌‌بندی شده به رده‌‌‌های C و S تعلق دارند. سیارک‌‌‌های سرشار از فلز رده‌‌‌ی M نادرترند.

حدود 75% سیارک‌‌‌ها در رده‌‌‌ی C قرار دارند. این سیارک‌‌‌ها، با سپیدایی هندسی 0.06 و کم‌تر از آن، تیره‌‌‌اند، و مقادیر زیادی کربن را در خود جای داده‌‌‌اند (علت نام رده‌‌‌ی C نیز همین است). آن‌ها به شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌های سنگی شباهت دارند. ماده‌‌‌ی آن‌ها تفریق نشده است و از این رو جزء قدیمی‌‌‌ترین اجسام منظومه شمسی به‌‌‌حساب می‌‌‌آیند. در سیارک‌‌‌های سرشار از سیلیکات رده‌‌‌ی S، بازتاب‌‌‌پذیری بیش‌تر است، و طیف آن‌ها به شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌های آهنی-سنگی نزدیک می‌‌‌باشد. طیف آن‌ها، علائمی از سیلیکات‌‌‌هایی چون زبرجد ( Olivine ) را نشان می‌‌‌دهد، مانند فوستریت Mg2SiO4 یا فایالایت Fe2SiO4 . سیارک‌‌‌های نوع M فلز بیش‌تری دارند که اکثر آن آهن و نیکل است. این سیارک‌‌‌ها، دست کم تا حدی، تحت تأثیر تفریق قرار گرفته‌‌‌اند.

مشکل بتوان ترکیب و حتی اندازه‌‌‌ی اجسام فرانپتونی را تعیین کرد. آن‌ها کم‌‌‌نور و تاریک‌‌‌اند، و به‌‌‌دلیل دمای پایینشان، بیشینه‌‌‌ی تابش جسم سیاه اطراف 60 میکرومتر قرار دارد. مشاهده‌‌‌ی این طول موج روی زمین تقریباً غیر ممکن است. حتی برآورد سپیدایی، و از آنجا قطر جسم، بسیار غیر قابل اطمینان می‌‌‌باشد.

رنگ اجسام فرانپتونی از آبی-خاکستری است تا قرمز. به نظر می‌‌‌رسد که توزیع (این رنگ‌‌‌ها) یکنواخت باشد. با وجود این، ظاهراً اجسامی که میل مداری آن‌ها پایین است، قرمز رنگ هستند؛ و اجسام با میل مداری بالا آبی‌‌‌اند. اجسامی که میل مداری آن‌ها پایین است، مدارهایی دارند دست نخورده، که تحت تأثیر اختلال قرار نگرفته است. نکته‌‌‌ای که از این موضوع به ذهن متبادر می‌‌‌شود آن است که این اجسام، آثار به‌جامانده از جمعیت نخستین کمربند کویپر هستند.

تعبیر و رمزگشایی از طیف این اجسام با ابهام صورت می‌گیرد، و احتمالاً این طیف‌‌‌ها ترکیب کل جسم را روشن نمی‌‌‌کنند. سطح آن‌ها را تابش شدید، باد خورشیدی، و شهاب‌‌‌سنگ‌‌‌های ریز، تغییر می‌‌‌دهد، و ممکن است بین لایه‌‌‌های زیرین و سنگ‌‌‌پوشه‌‌‌ی رویین تفاوت زیادی باشد.

احتمالاً اجسام کوچک فرانپتونی از مخلوطی از سنگ و یخ، با مقداری ماده‌‌‌ی آلی در سطح، ساخته شده‌‌‌اند. ترکیب آن‌ها مشابه دنباله‌‌‌دارها است. چگالی بالای برخی از اجسام بزرگ (2000 تا 3000 کیلوگرم بر متر مکعب) نشان می‌‌‌دهد که مانند پلوتون، درصد بالایی از محتوای آن‌ها غیر یخی است.

تاریخچه

در سال ۱۷۷۲ که رابطه بوده-تیتوس برای اولین بار منتشر شد، ظاهرا وجود یک جرم ناشناخته که باید در مداری به شعاع 2/8 واحد نجومیخورشید را دور بزند پیشگویی شد.از اینکه سایر ارقام مندرج در رابطه بوده-تیتوس با فواصل واقعی سیارات شناخته شده توافق بسیار نزدیکی داشت، ظن قوی این بود که فاصله این جرم نیز 2/8 واحد نجومی است. تحقیقات در این زمینه آغاز شد. اما تا سال 1801 بی ثمر باقی ماند. در این سال کاملا به طور تصادفی جوزپه پیاتسی مدیر رصدخانه پالرمو جرم ستاره مانند کوچکی را مشاهده کرد که در نقشه ستارگان وی ثبت نشده بود. پیاتسی طی چند شب رصد متوالی متوجه شد که موضع این جسم در میان ستارگان اندکی جابه جا می شود.وی نخست تصور کرد که این جسم، دنباله‌دار است اما با ادامه رصد و محاسبه مشخص شد که این جسم کوچک در مداری به شعاع متوسط 2/76 واحدنجومی خورشید را دور می زند. او پنداشت که سیاره گمشده را یافته است و آن را،الهه کشت و کار(سرس)نامید. یک سال بعد، هاینریش آلبر اخترشناس آلمانی، جسم دیگری در مدار شبیه به سرس یافت و آن را پالاس نامید. کشف دومین جرم آسمانی، این تصور را که سرس سیاره گمشده است، زائل کرد، اما سررشته ای به دست داد مبنی بر اینکه شاید اجرام دیگری از همین گونه وجود داشته باشد. کشف سرس و پالاس آغاز یک رشته اکتشافات سیارک ها بود.

نامگذاری سیارک ها

همینکه مدار سیارکی مشخص می‌گردد، عددی به ترتیب زمان کشف بدان نسبت داده می‌شود و به دنبال آن نامی می‌آورند که نام را معمولاً کاشف بر می‌گزیند مثلاً ۱ سرس. در آغاز نامهای زنانه از اسطوره های یونان و روم انتخاب می‌شد.بعدها نامهایی از نمایشنامه‌های شکسپیر و اپراهای واگنر برگزیده شدند. بسیاری از سیارک‌ها را کاشفان به نامهای زنان، دوستان و حتی سگها و گربه‌های خود نامیدند. همواره نامهایی مونث به کار رفته‌است، جز در مورد چند سیارک که مدارهایی نامتعارف دارند نامهای مذکر نهاده شده‌است.

پیدایش سیارک ها

به گمان برخی پژوهشگران، سیارک ها در حین انفجار یک تک ستاره به وجود آمده اند. اما اگر چنین باشد، ما باید در آرایش انواع آن ها انتظار بی نظمی بیشتری داشته باشیم. نظر منطقی آن است که اجسام کوچکتر بیشماری بر اثر برافزایش در سراسر سحابی خورشیدی تشکیل شده است. بسیاری از این اجسام کوچکتر بر اثر گرانش به هم متصل شده و سیارات را به وجود آورده اند، اما مقداری از آن ها کماکان مجزا از یکدیگر باقی مانده اند. همچنین ممکن است بر معدودی از اجرام بزرگتر نیرو های وارد آمده و آن ها را به صورت قطعاتی از هم گسیخته باشد. در این صورت، ماهیت فلزی و متراکم تر سیارک های نوع ام.و بی نظمی شکل های سیارک های کوچکتر قابل توضیح خواهد بود. به طور کلی، سیارک های کوچکتر خود گرانش کافی ندارند تا خودشان را به شکل اجسام کروی در آورند؛ از این رو فقط بزرگترین سیارک ها کروی شکل اند. دیگر منشأ ممكن سیارک ها، به ویژه سیارک های با خروج از مرکز نسبتا زیاد، احتمالا ستاره های دنباله داری بوده اند که گاز هایشان را رها کرده و هسته سنگی خود را بر ملا کرده اند.

با شناسایی انواع سیارک ها این پرسش مطرح می شود که: آیا انواع شهاب سنگها به طریقی با انواع سیارک ها وابسته اند؟ آیا سیارک ها منبع شهابسنگ ها به شما می آیند؟ منحنی های نمایش تغییرات بازتابش بسیاری از سیارک ها با منحنی های بازتابش بعضی از شهاب سنگ ها چنان همانندی دقیق دارند که پرسش مذکور را در ذهن ما ایجاد می کند.

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.

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.

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.

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.

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.

 
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.

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.

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.

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. 
 

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.

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. 
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. 

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.