این کهکشان حدود ۱۰ میلیارد سال پیش ، از یک ابر عظیم گاز و غبار تشکیل یافت . در قسمت مرکزی کهکشان راه شیری هسته‌ای کروی قرار دارد که ممکن است شامل یک حفره سیاه نیز باشد. هسته توسط گروهی از دنباله‌های مارپیچی در برگرفته شده است. این دنباله‌ها از ستاره‌های فروزان تازه شکل یافته تشکیل شده‌اند. هسته و قرص کهکشان با هاله‌ای از ستاره‌هایی با طول عمر بسیار زیاد ، در بر گرفته شده‌اند .قطر هسته یک کهکشان در حدود ۱۰۰۰۰ سال نوری است. قسمت احاطه کننده هسته دارای قطری برابر با ۱۲۰۰۰۰ سال نوری (اگر ابرهای پیچی اطراف آنرا هم در نظر بگیریم این قطر می تواند به 300 هزار سال نوری هم برسد.) و ضخامتی برابر با ۱۰۰۰ سال نوری است . هاله کهکشان دارای قطری تا ۵۰۰۰۰ سال نوری است . منظومه شمسی شامل ابر اوپتیک-اورت با عرضی برابر با سه سال نوری نسبتا کوچک به نظر می‌رسد. خورشید با سرعتی حدود ۲۲۰ کیلومتر (۱۳۵ مایل) در ثانیه ، مرکز کهکشان را در مدت زمانی حدود ۲۵۰ میلیون سال دور می‌زند. تا کنون خورشید ۱۵ تا ۲۰ دور به گرد هسته کهکشان چرخیده است .

فاصله خورشید ما از مرکز کهکشان راه شیری چیزی حدود 30 هزار سال نوری میباشد و برآوردها نشان می دهد که حدود 400 بیلیون ستاره در کهکشان ما وجود دارد. برای درک عظمت هستی همین بس که تا کنون برآورد دانشمندان از تعداد کهکشان هایی که وجود دارد به عددی حدود 120 بیلیون میرسد.

بیرون از راستای راه شیری تعداد بسیار کمی ستاره کم نور وجود دارد. بطوری که درخشش مبهمی نیز از آنها آشکار نمی‌شود. به علت آنکه راه شیری دایره کاملی در سرتاسر آسمان تشکیل می‌دهد، در هر نقطه روی زمین می‌توان بخشهایی از آن را دید. چند صورت فلکی مهم که راه شیری از میانشان می‌گذرد، شامل ذات الکرسی ، برساوش ، ممسک الاعنه (ارابه ران) ، تکشاخ ، بادبان ، صلیب ، عقرب ، قوس ، دلو و دجاجه است . انبوهترین میدان ستاره‌ای ، در راه شیری جنوبی قرار دارد که منظر زیبایی در آسیای جنوبی و آفریقایی جنوبی بوجود می‌آورد. برای رصد کنندگان واقع در نیمکره شمالی ، بهترین حالت راه شیری اواخر تابستان دیده می‌شود. هنگامی که دجاجه را بتوان در بالای سر دید . ما منظره کهکشان عظیم و پرستاره‌ای را که درون آن زندگی می‌کنیم، به صورت راه شیری می‌بینیم.

قسمتهای اصلی کهکشان ما

قسمتهای مختلف کهکشان راه شیری در قسمت مرکزی یک هسته برآمده وجود دارد که به آن Bluge گفته میشود. تراکم جرمی ستاره ها در این محدوده بسیار بالا می باشد و سن ستاره هایی که در این قسمت قرار دارد به بیش از 10 بیلیون سال میرسد.

دیسک (Disk) قسمت تقریبا" مسطحی است شامل تعداد زیادی ستاره و اجرام آسمانی که همراه کهکشان حرکت می کند. خورشید و منظومه شمسی نیز در همین قسمت از کهکشان راه شیری قرار دارند که در هر 250 میلیون سال یکبار به دور هسته مرکزی کهکشان راه شیری گردش می کنند. اغلب اجرامی که در این قسمت قرار دارند جوان بوده و سن آنها از حدود یک میلیون سال به بالا می باشد.

اطراف دیسک قسمتهایی بنام هاله (Halo) قرار دارد که شکل گیری آن به اوایل پیدایش کهکشان راه شیری بر می گردد شاید چیزی حدود 10 تا 15 بیلیون سال پیش. علاوه بر اجرام موجود در این قسمت، توده هایی از گازهای بسیار گرم و یونیزه شده نیز در هاله کهکشان راه شیری موجود هست. مطالعاتی که در باره گردش کهکشان راه شیری انجام شده است نشان می دهد که جرم این قسمت بیشتر توسط موادی که بخوبی شناسایی نشده اند و به آنها dark-matter گفته میشود تشکیل شده است و در کل جرم کلی کهکشان ما را احاطه کرده اند.

در کهکشان ما ، احتمالا صد هزار میلیون ستاره وجود دارد. ما در میان این کهکشان هستیم و به همین دلیل نمی‌توانیم شکل کلی آن را به آسانی تجسم کنیم. در واقع ، کهکشان راه شیری ، شبیه یک چرخ فلک غول پیکر است و دو بازوی پرستاره دارد، که چندین بار به دور بخش مرکزی پیچیده‌اند. طول کهکشان ما ۱۰۰۰۰۰ سال نوری است. ۳۰۰۰۰ سال طول می‌کشد تا یک پیام رادیویی از زمین به مرکز آن برسد. اگر ستارگان کهکشان را با سرعت سه ستاره در یک ثانیه بشماریم، هزار سال طول می‌کشد . روشن ترین بخش راه شیری در صورت فلکی قوس است . تلسکوپهای رادیویی فروسرخ ، علامتهای پرقدرتی از این منطقه آشکار می‌کنند. شاید درمرکز بیظلم کهکشان ما ، یعنی نقطه‌ای در راستای صورت فلکی قوس ، سیاهچاله بسیار بزرگی وجود داشته باشد که آزادانه ستارگان و سیاره‌ها را می‌بلعد و توده انبوهی از آنها را در کنار هم جمع می‌کند .

منظومه شمسي 

خورشيد و سيارات  ، اجزا  ي منظومه شمسي هستند . اعضا ديگر اين منظومه عبارتند از :

1 – مجموعه اي از سيارات كوچكتر كه سيارك ها يا ستارگان صغار ناميده مي شوند ،

2 – چنين ماه كه به اقمار مشهورند و به دور شش تا از اين سيارات مي گردند ،

3 – ستارگان دنباله دار كه گهگاه ضاهر مي شوند ،                4 – تعداد بسيار زيادي شهابوار ، 

سيارات

نه سياره وجود دارد كه به دور خورشيد مي گردند عطارد  زهره   زمين   مريخ   مشتري   زحل  اورانوس   نپتون   پلوتون (پلوتو ) 

عطارد از همه به خورشيد نزديك تر است ، سپس به فاصله ي دور تر زهره جاي دارد بعد از زهره زمين است و دور ترين سياره شناخته شده از خورشيد پلوتون است .

فاصله ي زمين از خورشيد 150 ميليون كيلومتر است اين فاصله را اغلب يك واحد نجومي مي دانند فاصله ي عطارد از خورشيد فقط چهاردهم فاصله ي زمين از خورشيد است . پلوتون ، دور ترين سياره ، 40 برابر زمين از خورشيد فاصله دارد فاصله ي پلوتون را مي توان به صورت 40 برابر 150 ميليون كيلومتر يا به سادگي به صورت 40 واحد نجومي بيان كرد  .

 مقياس كوچك شده اي ممكن است به تصور اين فواصل كمك كند در مقياسي كه معمولا به كار مي رود ، فاصله ي زمين تا خورشيد را به طولي برابر يك متر نمايش مي دهند  :  كه پلوتو برابر با 40 متر در نظر گرفته مي شود  جعبه اي دايره اي شكل به شعاع 40 مترهمه ي سيارات را در خود جاي مي دهد ار تفاع اين جعبه بسيار كم است زيرا تمام سيارات تقريبا در صفحه ي واحدي حركت مي كنند .

اين قسمت خود داراي شش قسمت فرعي است

1 )    ستارگان گيسو دا ر

انسان هاي اوليه به ستارگان اصلا توجهي نداشتند ولي پيشينيان ما كه در هزاران سال پيش زندگي مي كردند

و هنوز با ستارگان دنباله دار آشنا نبودند پيدا شدن آنان در آسمان را همواره با وقوع يك واقعه ي وحشتناك

و يك اتفاق بد مي دانستند و گاهي هم اين  اتفاق  بد روي مي داد  اما  از نظر  علمي  پيدا  شدن  ستاره ي

دنباله دار علت به وقوع پيوستن يك اتفاق بد نيست  تا اينكه اختر شناسان قديمي چيز هاي جديدي

در مورد اين نوع ستاره ها پيدا  كردند مثلا اينكه دم آنان همواره خورشيد را دفع مي كند مي دانيم كه

ستاره هاي دنباله دار از هسته و دم و سر تشكيل  شده اند.

در مركز ستاره ي دنباله دار گاهي يك نقطه روشن مانند ستاره

 وجود دارد كه به آن هسته مي گويند نور مه آلودي كه هسته را در بر گرفته ا ست سر و نور مه آلودي كه دنباله ي ستاره را تشكيل مي دهد دم است .

2 )   فاصله ومدار

ارسطو نخستين كسي بود كه در مورد دنباله دارها اظهار نظر كرد كه نظر او امروزه مورد تاييد نيست .

او گفت : كه ستارگان دنباله دار هواي فروزان اند كه هنگام نزديك شدن به خورشيد روشن شده و بعد از

دور شدن از آن مي سوزند و نابود مي شوند بعد از او تيكو براهه اختر شناس دانماركي تصميم گرفت كه فاصله ي ستاره دنباله داري تا زمين را بررسي كند او ابتدا از راه ا ختلاف منظر مي خواست اين كار را انجام دهد براي اين كار بايستي از دو محل متفاوت به شي نگاه كرد  و چگونگي تغيير مكان ظاهري آن را در نظر گرفت .

بعد از او  دانشمندان ديگر مي خواستند مدار اين دنباله دار ها را  اندازه گيري كنند بعضي از دانشمندان اين دنباله دار ها را مدار سهمي براي آنان در نظر گرفتند .

( شكل بيضي كه بسيار كشيده مي باشد  و از يك سر بي انتها هستند )

كه اين نظر امروزه مورد تاييد نيست .

بر اثر اين نظر دانشمندان دنباله دار ها را جزئي از منظومه شمسي نمي دانستند يعني هر دنباله دار فقط

يك بار مي آ يد و ديگر باز نمي گردد.

3 )   دنباله داري كه برگشت

جواب اين پرسش را كه آيا مدار دنباله دار سهمي است يا بيضي كشيده را آيزاك نيوتون به وسيله ي

معادله ي جاذبه ي عمومي قانون گرانش داد .

نيوتون شاگردي به نام ادموند هالي داشت كه در سال 1061   ه. ش ، 1682 ميلادي   دنباله داري ديده شد كه توسط هالي مورد بررسي قرار گرفت  هالي در نظر گرفت كه اگر دنباله دارها برگردند اين دنباله دار هم بايد سال هاي پيش بازگشته باشد در نتيجه توانست مدار آن را پيدا كند و دانشمندان فهميدند كه    

 دنباله دارها مداري به شكل  بيضي خيلي كشيده دارند كه بر خواهند گشت و نتيجه گرفتند كه دنباله دارها جزو منظومه شمسي هستند .

هالي محاسبه كرد كه ياين دنباله دار هر 75 يا 76 سال يك بار بر مي گردد .

اما تا آن زمان زنده نماند و دانشمندان ديگري دنبال كار او را گرفتند و فهميدند كه اين دنباله داري كه هالي بررسي كرده بود 76 سال بعد از اولين بررسي هالي و ديده شدن آن برگشت و يك سال فاصله اي با

زماني كه هالي در نظر گرفته بود تفاوت داشت .

دانشمندان بررسي كردند كه اين به دليل گرانش و جاذبه ي سيارات بزرگ ديگر استكه باعث دير تر بازگشتن اين دنباله دار  شده اين دنباله دار بعد ها به نام كاشف آن يعني هالي نام گرفت .

4 )   دنباله دار هاي كم نور

( دنباله داري كه مدارش تغيير كرد )

لكسل دانشمندي بود كه دنباله دار جديدي را كشف كرد كه مدار آن هر 5/5 سال يكبار خورشيد را دور مي زند اين كوتاه ترين مدار دنباله داري بود كه تا آن زمان شناخته شده بود بنا بر اين مورد توجه دانشمندان قرار گرفت كه چرا قبل از اين ، اين دنباله دار شناخته نشده بود .

بررسي هاي لكسل نشان داد كه اين دنباله دار كه به افتخار دانشمند كاشفش لكسل نام گذاري شده بود 

قبلا در مداري طولاني تر قرار داشته  و مدارش تغيير كرد .

لكسل دليل آن را نز ديك شدن به سياره مشتري دانست كه به دليل گرانش زيادي كه دارد اين دنباله دار را به طرف خود كشيده و باعث تغيير مدارش شده و دنباله دار لكسل  در مداري بسيار كوتاه تر قرار گرفته است كه هر 5/5 سال يكبار دور خورشيد مي زند بعد ها و سال هايي كه گذشت از اين دنباله دار تنها يك

هسته ي سفت و سخت آن باقي ماند زيرا هر بار كه از كنار خورشيد مي گذشت ماده اي كه در قسمت سر دنباله دار براي سوختن بود كمتر مي شد تا اينكه هسته ي آن كوچكتر و در نتيجه كم نور تر مي شد .

بررسي ها نشان مي دهد كه تمامي دنباله دارهايي كه مدارشان كوتاه است كم نور هستند و در نتيجه عمر آنان نيز كمتر مي باشد .

  پس   از دنباله دار لكسل :

دنباله داري به نام انكه كشف شد كه توسط دانشمند كاشف آن يوهان فرانتس انكه بود انكه مدار آن را كشف كرد  و فهميد اين دنباله دار هر 3/3 سال يكبار دور خورشيد مي گردد .

كه اين كوتاه ترين مدار دنباله دار شناخته شده بود سرانجام دنباله دار انكه هم مانند لكسل كم نور شد و فقط با تلسك.پ قابل مشاهده بود .

اين به اين معني است كه هر بار دنباله دار باز مي گردد بايستي كم نور تر از قبل شده باشد و كم كم ناپديد شود بسياري از دنباله دار ها نيز مانند لكسل و انكه ( قبلا به دليل مدار  با طول كمشان ناپديد شده اند )

حتي دنباله دار هالي  كه مدار طولاني هم دارد  هر بار كه بر مي گردد كم نور تر از قبل شده است.

5 )   دنباله داري كه از ميان رفت

بعد از اينكه انكه كم نور شده و كم كم ناپديد شد  دانشمندي به نا م بيلا دنباله دار ديگري را كشف كرد كه

هر 8/6 سال يكبار باز مي گشت يك بار كه اين دنباله دار به خورشيد نزديك شده و قابل ديدن بودبا

دفعات قبلي كه ديده شده بود شكلش تفاوت داشت مشاهده شد كه اين دنباله دار همراهش دنباله دار ديگر كم نور تري هست  و اين دو با هم در حركت اند چه اتفاقي افتاده بود !

شايد مقداري از ماده ي آن به سبب گرم شدن  زياد از حد آن جدا شده باشد و به دنباله دار ديگري تبديل شده باشد به شكل دمبلي ابتدا بوده و سپس دمبل ها از هم جدا شده و دو دنباله دار جدا تشكيل شده باشد در

8/6 سال بعد كه دوباره اين دنباله دار كه به دوقسمت تشكيل شده بود مشاهده شد اين دو دنباله دار بسيار

از هم  فاصله داشتند و بعد از آن هم ديگر اين دنباله دار ديده نشد.

6 )   ستاره دنباله دار چيست ؟

در سال 1950 ميلادي (1329 هجري شمسي ) اوت دانشمند هلندي نظريه اي داد  :

كمر بندي از ا جسام كوچك از فاصله ي  بسيار دور خورشيد را در بر گرفته است اين اجسام آنقدر دور هستند كه با تلسكوپ هم ديده نمي شونداين كمربند كه از اجسام بسيار دور و خيلي زياد اما كوچك

تشكيل شده اند با نزديك شدن به خورشيد به دنباله دار تبديل مي شود .

اين مواد سرگردان اگر به خورشيد نز ديك شوند ممكن است گرم و نوراني شوند و ما آنان را مي بينيم كه به اين ترتيب به آنان دنباله دار مي گوييم كه به هنگام نزديك شدن به خورشيد كشيده مي شوند و مدار جديدي كه به شكل يك بيضي دراز است پيدا كند .

وقتي كه يك دنباله دار به اين صورت به خورشيد نزديك مي شود  مواد سر گرداني كه درون دنباله دار

هنگام تشكيل آن به وجود آمده و يخ بسته است تبخير مي شوند .

ذرات جامد نيز آزاد شده و سر سياره دنباله دار را تشكيل مي دهند .

دم دنباله دار چگونه تشكيل مي شود ؟

به اين سوال پاركر دانشمند و اختر شناس آمريكايي جواب داد و ثابت كرد كه ذراتي بسيار ريز حتي ريز تر از اتم به طور دائم و با سرعت بسيار زياد از خورشيد به هر سو پرتاب مي شوند اين ذرات باد خورشيدي را

تشكيل مي دهند با د خورشيدي به سر ستاره دنباله دار بر خورد مي كند و آن را از خورشيد دور مي كند

و دم ستاره  دنباله دار را به وجود مي آورند ستاره ي دنباله دار نخستين بار كه به خورشيد نزديك مي شود

سري بسيار بزرگ دارد و دمي بسيار دراز دارد كه سرانجام آن به دنباله دار هاي گذشته بر مي گردد كه

كم كم ،كم  نور شده و ناپديد مي شود در نتيجه هر دنباله داري عمري دارد .

علم آن چنان پيشرفت خواهد كرد كه در آينده شايد ، اگر بار ديگر دنباله دار ي از فضاي دور دست به ما نزديك شود اختر شناسان در يك فضا پيما آماده ي فرود بر آن باشند در اين صورت ، انسان به جاي آنكه از دنباله دار بهراسد و آن را نشانه ي بد بختي بداند ، ممكن است آن را از نزديك لمس كند و تكه هايي از آن

را براي بررسي به زمين بياورد .

آخرين باري كه هالي ديده شد در سال 1364 هجري شمسي در رصد خانه ي ابو ريحان بيروني  دانشگاه شيراز  رصد شد .                

پايان دنباله دار ها

 

     شهابوار  ها  

شهابوار ها معمولا اجسام جامد ريزي ( به اندازه ي ته سنجاق ) هستند كه در فضا حركت مي كنند گهگاه گروهي از شهابوار ها جذب زمين شده و به دام جو زمين مي افتند گرمايي كه در اين بر خورد ايجاد مي شود جسم را مي سوزاند غبار حاصل از اين سوختن به زمين سقوط مي كند هر ساله صد ها تن غبار شخانه اي بر سطح زمين مي نشينند در موارد نادر شهابوار هاي بزرگتر قبل از آنكه كاملا تحليل روند  به سطح زمين مي رسند پديده ي نوري اي كه از ورود شهابوار به جو زمين نتيجه مي شود شخانه يا تير شهاب ناميده مي شود كه درخشش آن ممكن است چند ثانيه دوام آورد .

خورشيد و تحول آن :

پيش از آنكه ويژگي هاي ستاره خورشيد را بررسي كنيم ، ابتدا بايد فرآيند تشكيل شدن ستاره ها را

بشناسيم در كهكشان ما و ديگر كهكشان ها ، در فضاي ميان ستاره اي ، ابر هاي گازي بزرگي ديده مي

شوند كه به آنان سحابي گفته مي شود ممكن است ابعاد سحابي ها به حدود چند سال نوري برسد آن ها

عمدتا  از گاز هيدروژن و هليوم تشكيل شده اند سحابي ها تحت تاثير عوامل گوناگون دچار نا پا يداري

مي شوند اين ناپايداري ها موجب مي شود كه تراكم گاز ها در نقطه اي از سحابي بيشتر شود .

در نتيجه نيروي گرانش آن بخش بيشتر مي شود و گاز ها از مناطق ديگر به سوي اين ناحيه متراكم تر

سقوط مي كنند . به دليل فشار زياد گاز ها ، دماي بخش مركزي توده به تدريج افزايش مي يابد ،

هنگامي كه دماي ناحيه ي مركزي  به حدود ده ميليون درجه ي سانتي گراد برسد .واكنش اتمي به نام

همجوشي هسته اي رخ مي دهد . با آغاز واكنش هاي همجوشي هسته اي ستاره به حالت پايداري مي

رسد . يعني تعادلي ميان فشار  رو به درون گرانش با فشار رو  به بيرون گاز ها  ايجاد مي شود و ستاره

اي به دنيا مي آيد . اين فرآيند در باره ي خورشد نيز رخ داده است .

در بخش مر كز ي خورشيد با واكنش همجوشي هسته اي ، هيدروژن به هليوم تبديل و انرژي زيادي

آزاد مي شود . با اين منبع انرژي است كه از پنج ميليارد سال پيش تا كنون ، پيوسته خورشيد مي

درخشد ، بر اساس محاسبات انجام شده ، اختر شناسان بر اين باورند كه تا 5 ميليارد سال ديگر نيز

خورشيد به همين صورت خواهد درخشيد .

تقريبا همزمان با تشكيل شدن خورشيد ، سيارات نيز به دور خورشيد تشكيل شده اند تمام سيارات

منظومه ي شمسي اسير گرانش خورشيدند و به دور آن مي گردند 8/99 درصد از جرم منظومه شمسي

از آن خورشيد است !

خورشيد از لحاظ ساختار دروني از سه بخش عمده تشكيل شده است .

1/ هسته

2/ بخش تابشي

3/ بخش همرفتي

                    نكته : بيروني ترين لايه ي جو خورشيد را تاج مي نامند  .

همان طور كه پيشتر گفتيم . اختر شناسان بر اين با ورند كه 5 ميليارد سال ديگر نيز خورشيد مانند

امروز پايدار خواهد درخشيد . اما سر انجام با كم شدن ذخيره ي هيدروژن در هسته ي آن و هسته ي

هر ستاره  ديگري  از حالت پايداري خارج مي شود . در نتيجه لايه هاي بيروني خورشيد منبسط مي

شوند و خورشيد بسيار بزرگ خواهد شد ؛ در اين مرحله، همراه با بزرگ شدن اندازه ي خورشيد ، دماي

سطحي آن نيز كاهش مي يابد . اصطلا حا ستاره به مرحله ي غول سرخي وارد مي شود .

مراحل پاياني زندگي است و ستارگان كم جرمي مانند خورشيد به كوتوله ي سفيد تبديل مي شوند در

اين مرحله قطر ستاره بسيار كوچك مي شود .

براي مثال ممكن است ابعاد يك كوتوله ي سفيد به اندازه ي زمين باشد اما جرمي به اندازه خورشيد

داشته باشد  در نتيجه چگالي چنين ستاره اي بسيار زياد خواهد شد .

پس از چند ميليارد سال كوتوله ي سفيد نيز درخشندگي خود را از دست مي دهد و به كوتوله ي سياه

تبديل مي شود .

ستاره هاي پر جرمتر از خورشيد پس از مرحله ي غول سرخي سرنوشت شومي دارند پايان زندگي اين

ستاره ها با انفجاري ابر نواختري همراه است در انفجار ابر نواختري ستاره مقدار زيادي از جرمش را از

دست مي دهد . و براي مدت زمان كوتاهي در حد چند روز به درخشندگي خيره كننده اي مي رسد .

اختر شناسان عقيده دارند كه پس از انفجار ابر نواختري ستاره ي باقيمانده به ستاره ي نوتروني يا

سياهچاله تبديل مي شود .

پس مي توان نتيجه گرفت كه زندگي يك ستاره به شش قسمت تقسيم مي شود :

1/ تولد                                               (تراكم موضعي ماده سحابي )

2/ نوباوگي                                         ( مرحله انقباض                    )

3/ بلوغ                                              ( رشته ي اصلي                     )

4/ سنين بالا                                       ( غول سرخ                           )

5/ بازهم بالا تر                                  ( متغير ها                             )

6/ مراحل آخرين                              ( كوتوله سفيد، س نوتروني يا سياهچاله ها )

انرژي حاصل از منابع هسته اي :

تخمين زده مي شود كه چندين بيليون سال است كه ستارگان مشغول گسيل انرژي نوراني و انرژي

گرمايي هستند اين همه انرژي از كجا آمده است ؟ و اكنون از كجا مي آيد ؟

توضيح هاي جديد مساله بر واكنش هاي هسته اي مبتني هستند ، اين كه در سطح زمين مي توان از

انهدام قسمتي از جرم هسته ي اتمي انرژي به دست آورد واقعيتي است كاملا محرز .

بسيار محتمل است كه انرژي ستارگان نيز به طريقه ي مشابهي انجام مي پذيرد  اين قبيل فرآيند ها به

سهولت  مي توانند داده هاي تجربي موجود را تبيين كنند

البته تبديل جرم به انرژي مطابق معادله ي معروف انيشتاين :

                                                                                                            E = m c2

نكته مهم : 2 در كنار حرف انگليسي سي در معادله ي بالا نشانه ي توان مي باشد كه فقط حرف سي به توان دو رسيده است .

در اين رابطه     m  بر حسب گرم مقدار جرمي است كه از بين رفته است  c بر حسب سانتيمتر بر ثانيه سرعت نور و E   بر حسب ارگ انرژي حاصل آمده است .

سحابي ها

سحابي ها را به سه گروه تقسيم بندي مي كنند سحابي هاي نشري ، باز تابي ، و تاريك

در سحابي هاي نشري يك يا چندين ستاره بسيار سوزان جا دارند اين ستاره هاي بسيار داغ موجب

تحريك گاز ها و درخشش سحابي مي شوند . نمونه قابل توجهي از اين گونه سحابي بزرگ جبار است اين

سحابي با چشم غير مسلح به صورت توده ي مه آلود كم نوري ديده مي شود . اگر ستاره ها مقداري سرد

تر باشند يا اين كه چگالي گاز ها در سحابي زياد باشد گاز ها فقط نور ستاره ها را بازتاب مي دهند در اين

صورت سحابي را بازتابي مي نامند.

در برخي از موارد هم هيچ گونه ستاره اي در درون يا نزديكي سحابي قرار ندارد به همين جهت سحابي را

تاريك كي نامند .

سحابي هاي تاريك نور ستاره هاي پشت خودرا جذب مي كنند اختر شناسان عقيده دارند كه ستاره ها در

درون اين سحابي ها متولد مي شوند سحابي سر اسبي نمونه ي قابل توجهي از اين گونه سحابي هاست .

جدا از سه گروه سحابي ها برخي از سحابي ها از ستاره ها تشكيل مي شوند ستاره هايي مانند خورشيد در

پايان زندگي يعني در مرحله ي غول سرخي لايه هاي بيروني جو خود را به صورت سحابي در فضا مي

پراكنند اين سحابيها را سياره نما مي نامند . زندگي ستاره هاي پر جرمتر از خورشيد ، با انفجاري ابر

نواختري پايان مي يابد . و سحابي بزرگ و گسيخته اي از انفجار به جا مي ماند كه آن را سحابي باقي مانده 

انفجار ابر نواختري مي نامند .

كهكشان ها

مجموعه اي از ميليارد ها ستاره و خوشه هاي ستاره اي و سحابي ها همگي كهكشان را تشكيل مي دهند .

15 در صد از  كهكشان ها در گروه نا منظم جاي مي گيرند ساختاري آشفته دارند و بازوي مار پيچي يا

هسته ي مشخصي در آنان ديده نمي شود . كهكشان هاي نامنظم ، كوچك هستند . قطر آنان از يك بيستم

تا يك چهارم كهكشان ما متفاوت است . معروف ترين كهكشان هاي اين گروه ، ابر ماژلاني بزرگ و ابر

ماژلاني كوچك نام دارند .

در آسمان نيم كره ي جنوبي ، ابر ماژلاني بزرگ و كوچك با چشم غير مسلح مانند توده ي مه آلودي

ديده مي شوند .

با پژوهش هاي دقيقي كه امروزه انجام شده است به نظر مي رسد كه خوشه هاي كهكشان ها در كنار

يكديگر مجموعه هاي بزرگتري به نام ابر خوشه ها را تشكيل مي دهند . ابر خوشه ها نيز ساختار هايي

رشته اي را تشكيل مي دهند كه بزرگترين ساختار هاي شناخته شده در عالم هستند .

تاريخچه  جهان :

قابل دفاع ترين نظريه اي كه تا امروزه درباره ي سرگذشت جهان داده شد نظريه ي مشهور به

" انفجار بزرگ " است مطابق اين نظريه همه ي ماده و انرژي اي كه در حال حاضر در جهان وجود

دارد ، زمان در گوي كوچك ، بي نهايت سوزان و بي اندازه چگالي متمركز بوده است .

آنگاه ده بيليون سال پيش يا بيشتر اين گوي منفجر شد ( انفجار بزرگ ) Big bang  و طوفان

هايي از گاز عمدتا متشكل از پروتون ها، نوترون ها ، الكترون ها ومقداري ذره ي آلفا را كه در

اقيانوس وسيعي از اشعه غوطه ور بودند ، به فضا  فرستاد .

با گذشت زمان در اين گاز متلاطم تجمع ماده صورت پذيرفت و هر تجمعي در حاليكه همراه با

جهان انبساط يابنده حركت مي كرد بر اثر ميدان گرانشي خود منقبض مي شد .

اين تجمع هاي گازي ( كه سحابي ناميده مي شوند ) چون به حباب هاي جسيمي تقسيم شدند كه

پيش ستاره ها ( توده هايي از گاز كه با گذشت زمان بايستي به ستاره تبديل مي شدند ) بودند ،

كهكشانها را به وجود آوردند.

بسياري از اين پيش  ستارگان ، در حاليكه تحت تاثير نيرو هاي گرانشي و گريز از مركز خود

كوچك و پهن مي شدند ، ناپايدار شده موجب گر ديدند كه توده هاي كوچكتري از گاز از آنان 

جدا شوند و پيش - سياره ها را تشكيل دهند و پيش – سياره ها نيز به نوبه ي خود پيش – قمر

ها

را به وجود آورند.

سرانجام پيش ستاره ها ستاره شدند پيش سياره ها و پيش قمر ها نيز پس از آنكه سرد متراكم

ومنقبض شدند به صورت سيارات و اقمار در آمدند .

تا جائي كه مي دانيم گذار از مرحله پيش – ستاره اي به ستاره در مورد خورشيد پنج بيليون سال

پيش صورت گرفت . سيارات و اقمار منظومه شمسي نيز اندك زماني بعد تشكيل شدند .

طرح جهان بر حسب مقياس فواصل واقعي

فاصله ي ما تا خورشيد 150 ميليون كيلومتر است ، فاصله ي ما تا نزديك ستاره ، آلفاي قنطورس ،

40000،000،000،000 كيلومتر يا چهل ميليون ميليون كيلومتر است ، ستاره هاي دور دست بسي

دور ترند .

وقتي سر و كار ما با فواصل ستاره ها و كهكشان ها ست واحد كيلومتر كاربردي ندارد به جاي آن

منجمان واحد "سال نوري " را به كار مي برند : يك سال نوري فاصله اي است كه يك شعاع نور در

مدت يك سال مي پيمايد فاصله اي كه توسط شعاع نور در يك ثانيه پيموده مي شود 300000

كيلومتر است از اين رو /در يك سال    000،000،000، 9470

كيلومتر است .

نزديك ترين ستاره به منظومه ي شمسي ، 3/4 سال نوري با آن فاصله دارد . قطر كهكشان ما

تقريبا000  100 سال نوري است و حداكثر ضخامت آن 000،15 سال نوري . فاصله ي متوسط بين

كهكشان ها تقريبا يك ميليون سال نوري است .فاصله ي خورشيد از ما كسر بسيار كوچكي از يك

سال نوري است . فاصله ي زمين تا خورشيد را ي توان به صورت 8 دقيقه ي نوري بيان كرد .

فواصل ميان اجرام آسماني وقتي بر حسب نور بيان شوند معني ديگري هم دارد : اين فاصله در

مورد خورشيد حاكي از آن است كه 8 دقيقه طول مي كشد تا شعاع نور از خورشيد به زمين برسد

همين طور در مورد ستارگان ، شعاع نوري كه آلفاي قنطورس     را ترك مي كند پس از   4و 3/1

سال به زمين مي رسد .

دور ترين شيئي كه با چشم برهنه ديده مي شود ، كهكشان امراه المسلسله است كه دو ميليون سال نوري از ما فاصله دارد . نوري كه به چشم ناظر وارد مي شود  اين مدت را در راه بوده است.