شهاب یا تیر شهاب خطی از نور است که هنگام سوختن شهابواره در جو زمین ایجاد می شود. در یکشب صاف و بدون مهتاب، حدود 10 شهاب در ساعت قابل رویت هستند. تعداد شهابهای قابل مشاهده در حدود ساعت 4 بامداد به حداکثر می رسد، زیرا بیننده در قسمتی از زمین قرار می گیرد که مستقیما درجهت غبارهای فضایی است.
بهترین زمان مشاهده شهابها هنگام رگبار شهابهاست که هنگام عبور زمین از یک جریان غباری بر جای مانده از یک ستاره دنباله دار صورت می گیرد.

رگبار شهابها

بعضی از گروههای شهابها، به خلاف سقوط غیر قابل پیش بینی شهابسنگها، در فاصله های زمانی کم و بیش منظمی در آسمان ظاهر می شود این نمایشها را رگبارهای شهابی می نامند. شمار شهابهای یک رگبار در دوره نهایی فعالیت رگباری، کاملاً متغیر است و ممکن است حداقل آن عرض یک ساعت، 5 و یا حتی کمتر باشد و حداکثر آن به حدود 75 سر بزند با این حال گاهی تواتر ظهور یا شمار شهابها بسیار بیشتر است در عرض یک ساعت ممکن است هزاران شهاب مشاهده شوند مثلاً برآورد شده است که حدود 35000 شهاب در عرض یک ساعت در جریان رگبار شهابی اسدی نوامبر 1833 به زمین افتادند این نمایش تماشایی که یک باران شهابی تند واقعی بود تقریباً همه بینندگان را وحشت زده کرد.
از دیگر رگبارهای شهابی تماشایی باید رگبارهای شهابی چیاکو پینید یا نواژدهایی اکتبر 1933 و 1946 و رگبار اسدی سپیده دم 17 نوامبر 1966 را نام برد. در بعضی موارد، رگبارهای شهابی را از روی ستارگان دنباله دار نامگذاری می کنند مثلاً نام جیاکوپینید ها از نام ستاره دنباله دار جیاکو پینید و نیز نام بیلایها از ستاره دنباله دار بیلا گرفته شده است با این حال به طور کلی صورتی که در آن مدار روشن با مرئی یک رگبار شهابی واقع شده است، در نامگذاری رگبار شهابی نقش تعیین کننده ای دارد. اغلب مشاهده شده است که در مدار رگبار شهابی با مدار ستارگان دنباله دار تطابق دارد و در نتیجه دانشمندان به طور کلی به این نتیجه می رسند که رگبارهای شهابی خرده ریزه هایی از ستارگان دنباله دار موجودند.

 

 

در جسمی به جرم خورشيد، که چندين هزار بار پرجرم‌تر از زمين است، نيروی رو به درون گرانش شدت بسيار زيادی دارد. برای مثال، نيروی گرانشي در سطح خورشيد سی‌ بار بيش‌تر از نيرويي است که در روی زمين تحمل می‌کنيم. در مورد ستارگان ديگر نيز تقريباً چنين است. در سطح ستاره‌ی شعرای يمانی نيروي گرانشي به بيست برابر گرانش در سطح زمين می‌رسد. اين نيروی پرتوان رو به درون که درمرحله‌ی تولد، سبب اصلی شکل‌گيری ستاره بوده، بر تمام سطح ستاره فشار می‌آورد و برای حفظ تعادل ستاره بايد نيروهای ديگری با آن مقابله کنند.

مقدار نيروی گرانشی در سطح ستاره، هم به اندازه و هم به جرم کلی ستاره بستگی دارد. ستاره‌ای با اندازه‌ی بزرگ ولی جرم نسبتاً کم، گرانش سطحی کم‌تری دارد. برای مثال، گرانش سطحی ستاره‌ی ابط‌الجوز، با شعاع 400 برابر شعاع خورشيد ولی با جرم تقريبی 20 برابر جرم خورشيد، 10⁴ بار کم‌تر از گرانش سطحی خورشيد است. از طرف ديگر، در ستارگانی با جرم بسيار زياد ولی ابعاد کوچک‌تر، گرانش سطحی به طور باور نکردنی زياد است.

در برابر نيروی رو به درون گرانش، فشاری رو به بيرون وجود دارد که به خاطر فشار گازهای داغ درون ستاره و فشار تابش است که از توليد نور بسيار زياد در مرکز ستاره پديد می‌آيد.

فشار گاز بسيار زياد است، چرا که دمای درون ستاره بالاست. مقدار فشاری که گاز می‌تواند داشته باشد، مستقيماً به دمای گاز بستگی دارد. اين موضوع را می‌توان در قالب حرکت اتم‌های گاز تجسم کرد. زيرا دما به سرعت اين اتم‌ها وابسته است. در گازی که دمای بالا دارد، اتم‌ها سريع‌تر حرکت می‌کنند و از اين رو، اگر به هم‌‌ديگر برخورد کنند، فشار بيش‌تری به وجود می‌آيد. اگر گاز سردتر باشد، اتم‌ها با انرژی کم‌تری به هم برخورد می‌کنند و از اين رو، فشارشان نيز کم‌تر است. در اعماق ستاره، فشار بی‌اندازه زياد و دما بسيار بالاست. محاسبه شده که فشار در مرکز خورشيد 10¹¹ برابر فشار جو در سطح زمين و دما 10⁶*14 کلوين است.

فشار گاز و تابش حاصل از گرمای درون ستاره به تنهايي نمی‌تواند در مقابل فشار گرانش مقاومتی دائمی داشته باشند. با مطالعات بيش‌تر اخترشناسان بديهی بود که نيروهای ناشناخته‌‌ی ديگری سبب توليد انرژی بسيار زياد و بالا نگه‌داشتن دمای مرکز خورشيد و ستارگان ديگر هستند. درک اين نکته نيز آسان بود که اين مکانيسم، در هر صورت بايد چنان منبع توانمندی باشد که بتواند ستارگان را در طول ميلياردها سال درخشان نگه دارد. معقول‌ترين پيشنهاد دانشمندان اين بود که ستارگان انرژی خود را به طريقی از هسته‌ی اتم‌ها تأمين می‌کنند. به اين ترتيب سال‌ها پيش از آن که تجربيات آزمايشگاهی و نيرو‌گاه‌های هسته‌‌ای وجود اين انبار عظيم را نشان دهند، اخترشناسان در کشف و شناسايي انرژی هسته‌ای پيشقدم بودند.

اکنون به درستی می‌دانيم که انرژي هسته‌اي ستارگان، مطابق فرمول تبديل جرم به انرژي انيشتين (E= mc²) توليد مي‌شود. در اين رابطه m بر حسب گرم، c (سرعت نور) بر حسب سانتي‌متر در ثانيه و E بر حسب ارگ (واحد اندازه‌گيری انرژی در دستگاه سانتی‌متر ـ گرم ـ ثانيه) خواهد بود.

در اين فرمول جرم در واقع تفاضل جرم‌ها است، يعني تفاضل ميان مجموع جرم‌ اتم‌هاي سبكي كه به واكنش مي‌پردازند (اتم‌های هيدروژن) و جرم اتم‌هاي سنگين‌تري كه از واكنش نتيجه مي‌شوند. یعنی همان اتمهای هليوم!
هر گاه 4 اتم هيدروژن در دماهاي زياد و در حوالي مركز ستاره با هم تركيب شوند (فرآيند يا گذار گرما ـ هسته‌اي) و يك اتم هليوم را به وجود آوردند، كاهش جرم عبارت است از :

گرم ^24-10* 692/6 = ^24-10* 673/1 * 4 = (جرم اتم هيدروژن) * 4
گرم^24-10* 05/0 = (جرم اتم هليوم) ^24-10 * 644/6 - ^24-10* 692/6

طبق محاسبات بالا ما در ابتدای واکنش 4 اتم هيدروژن داشتيم که جرم آن‌ها ^24-10* 692/6 گرم بوده است و در پايان واکنش يک اتم هليوم به جرم ^24-10 * 644/6 گرم داشتيم، مشاهده می‌کنيم که در اين واکنش ^24-10* 05/0 گرم از جرم گمشده است، جرم گمشده به انرژي تبديل شده است :

ارگ ^5-10*4=2 (1010*3)* ^24-10*05/0 = E = mc²

بنابر اين در خورشيد يا هر ستاره‌ي ديگر هر بار كه 4 اتم هيدروژن با هم واکنش انجام می‌دهند (مي‌گدازند) و يك اتم هليوم را به وجود مي‌آورند، ^5-10*4 ارگ انرژي توليد مي شود.
خورشيد در هر ثانيه در حدود ²³ 10*4 ارگ انرژي به فضا گسيل مي‌كند. براي توليد اين مقدار عظيم انرژي در هر ثانيه خورشيد در هسته‌ي خود 700000 ميليون كيلوگرم هيدروژن را به مصرف مي‌رساند و 695000 ميليون گرم هليوم توليد مي‌كند.

گر چه اين اعداد خود بسيار بزرگ هستند، ولي كسری بسيار كوچك از جرم هيدروژن موجود به شمار مي‌آيند. از اين رو خورشيد به احتمال زياد چندين ميليارد سال ديگر نيز همچنان خواهد درخشيد.

آنترز، درخشانترین ستاره صورت فلکی عقرب نیز یک ستاره قرمز رنگ است که در تابستان در آسمان دیده می شود.

اعتقاد غلط : تمام ستارگانی که در آسمان می بینیم، سفید رنگ.
اعتقاد درست : ستارگان تمام رنگ ها را بدون کم و کاست دارند.
باور این که ستارگان رنگی هستند، برای اکثر مردم دشوار است. چون به ظاهر تمامی ستارگانی که در شب دیده می شوند سفید رنگ هستند. اما به خورشید نگاه کنید! به نظر من خورشید یک ستاره ی زرد رنگ می باشد.
اگر در یک شب تابستانی، به آسمانی بدون غبار و صاف نگاه کنید، می توانید ستاره وگا (درخشانترین ستاره در صورت فلکی Lyra) را بر فراز آسمان ببنید. این ستاره به وضوح آبی رنگ است. آنترز (درخشانترین ستاره صورت فلکی عقرب) نیز یک ستاره قرمز رنگ است که در تابستان در آسمان دیده می شود.
در فصل زمستان هم ستارگان رنگی در آسمان داریم. مثلاً می توان به ستاره بیت الجوز (در صورت فلکی اوریون) اشاره کرد، که ستاره ای کاملاً سرخ رنگ می باشد. آلبدباران (در صورت فلکی ثور) نیز کاملاً قرمز است.
اما خب، اکثر ستارگان کم نور واقعاً سفید به نظر می رسند. ماجرا از چه قرار است؟
هنگامی که جسمی را گرم کنيم، رنگ آن تغییر می کند و رنگ های سرخ و آبی و در آخر سفید را از خود منتشر می کند. یعنی نوری که از هر جسم منعکس می شود به دمای آن بستگی دارد.
رنگ هر جسم به طول موجی که آن جسم از خود منتشر می کند بستگی دارد. نور مانند موج رفتار می کند و رنگ نور به طول موج آن بستگی دارد. پلانک موفق شد که یک نسبت میان برای دما و درخشندگی اجسام به دست آورد. یک جسم در دمایی معین یک طول موج را بیشتر از دیگر طول موج ها از خود ساطع می کند و به همین علت به رنگی خاص دیده می شود.
یکی از دلایلی که باعث می شود تا ستارگان را سفید ببینیم به ساختمان چشم انسان مربوط می شود. در چشم انسان دو نوع حسگر داریم. حسگرهایی که در مردمک چشم هستند درخشندگی را تشخیص می دهند، در حالی که حسگرهایی که در شبکیه هستند رنگ را شناسایی می کنند. حسگرهای شبکیه خیلی حساس نیستند، بنابراین با نورهای بسیار ضعیف فعال نمی شود. به خاطر همین است که نورهای بسیار ضعیف را سفید مشاهده می کنیم. بنابراین، حتی یک ستاره سرخ نیز اگر کم نور باشد، سفید به نظر می‌رسد، و تنها ستاره‌های درخشان‌تر به همان رنگی که هستند برای ما به نظر می‌رسند!
اگر یک دوربین دوچشمی داشته باشید و به بعضی از ستاره‌ها که درخشان هستند ولی برای چشم غیرمسلح همچنان سفید به نظر می‌رسند نگاه کنید؛ می بینید که بسیاری از آنها از پشت دوربین ناگهان رنگی می‌شوند! دوربین نور بیشتری را به داخل چشم شما متمرکز می‌کند، و در این شرایط حسگرهای شبکیه شما فعال می شوند. یک تلسکوپ باز هم ستاره‌های بیشتری را به صورت رنگی نشان خواهد داد.
ستاره‌ای به‌نام آلبیرئو وجود دارد، که برای چشم غیرمسلح یک ستاره به نظر می‌رسد، اما درحقیقت، 2 ستاره در مدار مجاور هم هستند که به دور هم گردش می‌کنند. یکی از این 2 ستاره به رنگ قرمز‌آتشی است، درحالیکه دیگری به رنگ آبی خیره‌کننده می‌باشد. این یکی از زیباترین مناظر در آسمان است که حتی با یک تلسکوپ معمولی قابل رویت است.

منبع : www.badastronomy.com

عکاسی تنها هنری است که مورد استناد قرار می گیرد و از آن در کارهای علمی، خبری و ... استفاده می شود.
شاید فکر می کنید گرفتن عکس هایی مثل عکس های کسوف دفعه قبل یا عکس هایی که در کتابها و مجلات از آسمان می بینید برای همه ممکن نیست. خب، شاید در بعضی موارد مثلا عکس هایی که با ابزارهای خاصی گرفته شده اند همینطور باشد ولی بعضی از زیباترین عکس ها از آسمان را می توانید با یک دوربین مکانیکی ساده بگیرید.مثل عکس شماره 1. مواد لازم کمی اطلاعات در مورد عکاسی از آسمان و دوربین های مکانیکی (این مورد را ما قول می دهیم که تا آخرین مجموعه یاد می گیرید!) و کمی خلاقیت و ذوق هنری(!) است (در این مورد خودتان باید دست به کار شوید. ولی می توانید از عکس های دیگران هم ایده بگیرید!)

عکس شماره 1

دوربین هایی که معمولا برای عکاسی از سوژه های آسمان شب به کار می آیند، دوربین های تمام مکانیکی هستند.(شکل1) این دوربین ها شکل تکامل یافته ی جعبه های سیاهی است که نقاشان قدیم برای تصویر سازی از مناظر طبیعی از آنها استفاده می کردند.(شکل2) در این دوربین ها شما باید تشخیص بدهید که برای ثبت درست سوژه ای که در نظر دارید، فیلم عکاسی را چقدر باید در معرض نور تابیده (یا بازتابیده) شده از سوژه قرار بدهید. در این نوع دوربین ها دو راه برای تنظیم نور رسیده به فیلم وجود دارد: سرعت شاتر و دیافراگم

شکل1

شکل2

در اغلب دوربین های مکانیکی تیغه های فلزی یا پرده های پارچه ای سیاهی وجود دارد که بسته به نوع آن در فاصله ای میان دریچه ورودی نور به دوربین و فیلم عکاسی قرار می گیرد. این مسدود کننده ها وسیله ای برای تنظیم مقدار نور رسیده به فیلم حساس عکاسی است و سرعتی که در عکاسی از آن استفاده می کنیم و به صورت کسری از ثانیه (15/1، 30/1، ...) و یا چند ثانیه یا حتی چند ساعت بیان می شود، سرعت حرکت این مسدود کننده هاست.

شکل3

دوربین های مکانیکی هم چنین پرده ای دارند که مثل مردمک چشم ما مقدار نور را کنترل می کند. این پرده از یک حلقه چرخنده ساخته شده (شکل3) که با استفاده از اعدادی می توان میزان باز شدن این حلقه ها را تعیین کرد. درجه هایی که معمولا برای دیافراگم روی لنز دوربین درج می شود به صورت 22، 16، 8، 6/5، 4، 8/2، 2، 4/1 است که در آنها کوچکترین عدد نشان دهنده بیشترین بازشدگی دهانه دیافراگم است. (برای اینکه یادتان بماند، باید بدانید که گشادی نسبی دیافراگم، از تقسیم فاصله کانونی لنز به قطر دهانه دیافراگم به دست آمده است.) این درجه ها چنان تنظیم شده اند که به ازای هر یک درجه بازشدگی دیافراگم، میزان نور رسیده به فیلم دو برابر می شود. مثل سرعت ها که نصف می شدند و میزان نور رسیده دو برابر می شد. همه اینها به این معنی است که شما برای تنظیم نوردهی عکس هایتان از هر دو ابزار سرعت و دیافراگم که در دست شماست می توانید همزمان به یک شیوه استفاده کنید. یعنی اگر دهانه دیافراگم را یک درجه ببندید یا سرعت شاتر را دو برابر کنید عملا تغییری در میزان نور رسیده از سوژه به فیلم شما نخواهد داشت. ولی قضیه به همین سادگی تمام نمی شود. اگر بخواهید از اجسامی که متحرک هستند به صورت ثابت عکس بگیرید، باید سرعت شاتر را آنقدر زیاد انتخاب کنید که در طول این مدت سوژه در کادر عکس حرکت نکرده باشد و به جایش برای تامین نور کافی از جسم روی فیلم باید میزان گشودگی دیافراگم را افزایش دهید. اگر جسمتان هم کم نور باشد و هم حرکت کند (مثل ستاره ها) کار کمی سخت تر می شود، ولی نگران نباشید از همین مورد هم برای گرفتن عکس های زیبا می توانید استفاده کنید!عکس شماره 2 راببینید!
منتظر مطلب عکاسی از آسمان شب باشید!

-چرا ستاره قطبی را همیشه در یک نقطه ثابت می بینیم؟

زمین دور محوری می چرخد که اگر این محور را به سمت شمال امتداد دهیم در فاصله بسیار دوری به ستاره قطبی خواهیم رسید. فاصله سباره قطبی از منظومه شمسی ما آنقدر زیاد است که مدار گردش زمین دور خورشید مانند چرخش یک نقطه بسیار ریز می ماند. اگر فردی در قطب شمال زمین ایستاده باشد ستاره قطبی را درست بالای سر خود خواهد دید. البته امتداد محور چرخش زمین در فضا ثابت نیست و در یک دوره 26 هزار ساله دور یک دایره می چرخد. بطوریکه تا 2000 سال دیگر امتداد محور چرخش زمین به ستاره دیگری به نام نسر واقع (وگا) ختم می شود و پس از یک دوره 26000 ساله دوباره امتداد محور چرخش زمین با ستاره قطبی فعلی منطبق می شود.

2-ستاره شناسان چگونه فاصله ستارگان تا زمین را محاسبه می کنند؟

همانطور که می دانید فاصله برخی از ستاره ها تا زمین به هزاران سال نوری می رسد. اگر اخترشناسان می خواستند با محاسبه زمان ارسال و برگشت پرتوهای نوری یا امواج فاصله زمین تا ستاره ها را اندازه بگیرند می بایست هزاران و حتی میلیونها سال منتظر می ماندند.

دانشمندان ریاضیدان راه حل ساده ای به نام اختلاف منظر یافته اند که با این شیوه می توان به راحتی فاصله اجسام دور را محاسبه کرد.برای فهم بهتر ابتدا مثالی می زنیم : مدادی را مقابل چشمان خود بگیرید. ابتدا چشم چپ را ببندید و با چشم راست به آن نگاه کنید. بعد چشم راست را ببندید و با چشم چپ به آن نگاه کنید. حتما" به نظرتان آمده که مداد چند سانتی متر جابه جا شده است. با همین روش ساده بود که اخترشناسان توانستند شعاع کره زمین و به دنبال آن فاصله ماه و خورشید از زمین را پیدا کنند.با دانستن فاصله زمین تا خورشید می توان به راحتی فاصله زمین تا ستاره ها را محاسبه کرد.

اخترشناسان از یک ستاره مشخص دو عکس به فواصل 6 ماه از هم می گیرند. مقتی این دو عکس را با هم مقایسه می کنند به نظر می رسد که ستاره چند درجه در آسمان جابه جا شده است. با داشتن فاصله زمین تا خورشید و زاویه ( نصف زاویه ای که به نظر ستاره جابه جا شده ) و به کمک فرمول مثلثاتی ساده می توان فورا" فاصله چند سال نوری از زمین تا این ستاره را محاسبه کرد.

3-سحابی چیست؟

در بسیاری از مناطق فضای میان ستاره ای ابرهای بزرگی از گاز و غبار وجود دارند که آنها را سحابی (به معنای ابر) می نامند. سحابیها را به سه گروه رده بندی می کنند: سحابیهای نشری- بازتابی و تاریک.

در سحابیهای نشری یک یا چندین ستاره بسیار سوزان (از رده های طیفی Oیا B) جا دارند. این ستاره های بسیار داغ موجب تحریک گازها و درخشش سحابی می شوند. نمونه جالب توجهی از این گونه سحابی بزرگ جبار است. این سحابی با چشم غیر مسلح به صورت توده مه آلود کم نوری دیده می شود. اگر ستاره ها مقداری سردتر باشند یا اینکه چگالی گازها در سحابی زیاد باشد  گازها فقط نور ستاره ها را بازتاب می دهند. در این صورت سحابی را بازتابی می نامند. سحابی که ستاره های خوشه پروین را در بر گرفته از نوع بازتابی است.

در برخی موارد هم هیچ گونه ستاره ای در درون یا نزدیکی سحابی قرار ندارد. به همین جهت سحابی را تاریک می نامند. مشاهده سحابیهای تاریک فقط در صورتی ممکن است که در مقابل سحابیهای نشری یا بازتابی قرار گیرند. سحابیهای تاریک نور ستاره های پشت خود را جذب می کنند. اخترشناسان عقیده دارند که ستاره ها در درون این سحابیها متولد می شوند. سحابی سر اسبی نمونه جالب توجهی از این گونه سحابیهاست.

جدا از سه گروه سحابیها برخی از سحابیها از ستاره ها تشکیل می شوند. ستاره هایی مانند خورشید در پایان زندگی خود یعنی در مرحله غول سرخی لایه های بیرونی جو خود را به صورت سحابی در فضا می پراکنند. این سحابیها را سیاره نما می نامند. زندگی ستاره های پر جرمتر از خورشید با انفجاری ابرنواختری پایان می یابد و سحابی بزرگ و گسیخته ای از انفجار به جا می ماند که آن را سحابی باقیمانده انفجار ابرنواختری می نامند.

4-فرق بین تلسکوپهای شکستی و بازتابی چیست؟

در ساختار تلسکوپهای شکستی نور رسیده از اجرام آسمانی از عدسیهایی عبور می کنند. ساده ترین نوع تلسکوپهای شکستی به این صورت است که دو عدسی در دو سر لوله تلسکوپ قرار می گیرد. آن عدسی را که رو به سمت اجرام آسمانی مانند ستاره ها و ماه و... قرار دارد عدسی شیئی می نامند و عدسی دیگری را که ناظر از آن تصویر را می بیند عدسی چشمی می گویند. نور اجرام آسمانی از فاصله بسیار دوری به ما می رسد. به همین دلیل به صورت پرتوهای موازی از عدسی شیئی می گذرد. پرتوها پس از گذر از عدسی شیئی می شکنند و در نقطه ای به نام کانون متمرکز می شوند. شاید شما هم تجربه کرده باشید که اگر یک عدسی را در مقابل نور خورشید نگه دارید پرتوهای خورشید را در یک نقطه کانونی می کند. فاصله میان کانون و عدسی شیئی را فاصله کانونی عدسی شیئی تلسکوپ می نامند که برای هر تلسکوپی اندازه آن مشخص است و قابل تغییر نیست. کار عدسی چشمی بزرگنمایی تصویر است. در تلسکوپها عدسی چشمی قابل تغییر است و در نتیجه بزرگنمایی تغییر می کند.

ولی در تلسکوپهای بازتابی یک آینه مقعر نور را جمع و در یک نقطه کانونی می کند که آن را آینه اصلی تلسکوپ می نامند. در تلسکوپهای بازتابی این آینه نقش همان عدسی شیئی را در تلسکوپهای شکستی دارد. ولی در انتهای لوله تلسکوپ قرار می گیرد. نور از آینه اصلی به سوی آینه دیگری باز می تابد و از آنجا به عدسی چشمی می رسد. تلسکوپهای بازتابی مختلف ساختمان نوری متفاوتی دارند. ساده ترین گونه آنها تلسکوپ نیوتونی است که نخستین بار نیوتون آن را ابداع کرد.

 

 

 

5-فرق بین یک ستاره و سیاره در چیست؟

ستارگان گوی های عظیمی از گازهای هیدروژن و هلیم هستند که به دلیل دارا بودن فشار و دمای بسیار زیاد در مرکزشان از خود نور و انرژی در فضا منتشر می کنند.ولی سیارات اجرامی سرد و جامد (مانند زمین) یا گازی (مانند مشتری) هستند که بیشتر از عناصر سنگین تشکیل شده اند و از خود نوری ندارند و همچنین به دور ستارگانی همانند خورشید در گردش هستند.

6-سال کبیسه چیست؟

چون یک سال شمسی با 365 روز و 6 ساعت برابر است هر چهار سال 366 روز می شود که آن را سال کبیسه می نامند. یعنی هر چهار سال شمسی سه سال آن شمسی و سال چهارم کبیسه است. این قراداد به توصیه منجم رومی الکساندر سوشیرن رعایت می شود.

در تقویم های اروپایی این روز را هر چهار سال یک بار به ماه فوریه (دومین ماه میلادی) اضافه می کنند که آن سال را سال ژولین می نامند.در تقویم فارسی هر چهار سال یک بار که کبیسه است ماه اسفند را به جای 29 روز 30 روز محاسبه می کنند.

7-اگر فضانوردان بدون تجهیزات مخصوص از فضاپیما خارج شوند چه روی می دهد؟

ساده ترین موضوعی که به ذهن می رسد این است که در فضای خارج از جو زمین فضانورد بدون اکسیژن می میرد. اما حتی اگر فضانورد ذخیره اکسیژن لازم را داشته باشد ولی از لباس مخصوص استفاده نکند سرنوشت بسیار شومی در انتظار اوست. با کاهش فشار جو مایعات در دماهای پایینتری به جوش می آیند و سریع تبخیر می شوند. در ارتفاعی که فضانوردان کار می کنند فشار جو تقریبا" صفر است. به همین دلیل اگر لباس مخصوص به تن نداشته باشند آب موجود در بافتهای بدن آنها در مدت چند ثانیه به سرعت تبخیر می شود و فقط جسم خشک و بی جانشان باقی می ماند.

8-چرا سیارات چشمک نمی زنند؟

بر خلاف ستارگان که نورشان سوسو می زنند نور سیارات ثابت به نظر می رسد. گرچه در نزدیکی افق نور سیارات هم دچار نوسان می شود. ستارگان چون از ما بسیار دور هستند تنها یک شعاع نوری به سوی زمین می فرستند. این تک شعاع نوری در هنگام عبور از جو قطع و وصل می شود و لحظه ای نور ستاره به چشم ما نمی رسد و به نظر چشمک می زند. لیکن سیارات چون به ما خیلی نزدیک هستند همچون یک قرص نورانی هستند که دسته های نور به سوی زمین گسیل می کنند و دسته نور در برخورد با جو زمین دچار گسستگی نمی شود و نورشان ثابت به نظر می آید.

9-صورت فلکی چیست؟

صورت فلکی گروهی از ستارگان در آسمان هستند که مجموعه های قابل تشخیص را تشکیل می دهند. ستاره شناسان قدیمی توانستند بعضی از این مجموعه ها را پیدا کنند و آنها را به نام موجودات افسانه ای و خدایان و الهه ها نامگذاری کنند. امروزه 88 صورت فلکی شناخته شده است و کل آسمان طوری تقسیم شده است که هر ستاره به یک صورت فلکی متعلق باشد. اما ستارگان موجود در هر صورت فلکی چندان ارتباطی با هم ندارند. فقط طوری قرار گرفته اند که وقتی از زمین به آنها نگاه می کنید در یک مجموعه قرار دارند. بدیهی است چنانچه از یک نقطه دیگر فضا به آنها نگاه کنیم مجموعه ها به صورت دیگری به نظر می آیند. در بسیاری از موارد فاصله ستارگانی که یک صورت فلکی را تشکیل می دهند از یکدیگر بیش از فاصله ای است که با ما دارند

منبع: سایت آسمان شب ایران

سحابی کله اسب, که يک سحابی تاريک می‌باشد

سرگذشت يک ستاره اگر چه در حال حاضر منطقی و کامل به نظر می‌رسد، ولی ممکن است با انجام تحقيقات بيش‌تر, قسمت‌هايي از آن تغيير کند. زندگی يک ستاره را می‌توان به شش دوره تقسيم کرد :
1ـ تولد (سحابی)
2ـ نوباوگی (مرحله‌ی انقباض)
3ـ بلوغ
4ـ سنين بالا (غول سرخ)
5ـ باز هم بالاتر (متغيرها)
6ـ مراحل آخر عمر ستاره (کوتوله‌های سفيد, ستاره‌های نوترونی و سياه‌‌چاله‌ها)

در این مطلب به تولد و نوباوگی ستاره می پردازیم.
اندازه‌ی ستاره‌ها معمولاً بسيار بزرگ است, ولی فضای بين ستارگان (فضای ميان ستاره‌ای) از آن هم بزرگتر می‌باشد. اين فضای ميان ستاره‌ای پر از گاز و ذرات غبار بسيار کوچک (به شعاع تقريبی 5-10 سانتی‌متر) است.
مطالعات به ما نشان می‌دهند که گازی که در اين فضا وجود دارد (گاز ميان ستاره‌ای) عمدتاً از هيدروژن و مقدار کمی از عنصر‌های ديگر نظير کربن, نيتروژن, اکسيژن, سديم, آهن و پتاسيم تشکيل شده است.

چگالی ماده‌ی ميان ستاره‌ای فوق‌العاده کم است. با يک تقريب نسبتاً خوب می‌توان اين چگالی را يک اتم در هر سانتی‌متر مکعب و يا در حدود ده ذره‌ی غبار در هر کيلومتر مکعب دانست. ولی می‌بينيم که در بسياری از نواحیِ فضای ميان ستاره‌ای, چگالی بيش از هزار بار بيش‌تر از چگالی ماده‌ی ميان ستاره‌ای می‌شود. در اين نواحی با مجموعه‌ای از توده‌های ماده‌ی ميان ستاره‌ای روبرو می‌شويم که به اين مجموعه سحابی می‌گويند. (سحاب به معنی ابر است.)

سحابی را به سحابی‌های : 1ـ گسيلشی, 2ـ بازتابی و 3ـ تاريک طبقه‌بندی کرده‌اند.

سحابی گسيلشی ابری‌ است از ماده که در آن يک يا چند ستاره‌ی فوق‌العاده سوزان و درخشنده وجود دارند. مثال بسيار خوبی از اين سحابی گسيلشی, سحابی بزرگ جبار است.

اگر ستاره يا ستاره‌هايي که در سحابی جای دارند سردتر از ستاره‌های موجود در سحابی گسيلشی باشند, به اين نوع سحابی بازتابی می‌گويند. نمونه‌ای از اين سحابی, ابرهايي است که چندين ستاره‌ی مهم خوشه‌ی پروين را احاطه کرده‌اند.

و اگر در نزديکی سحابی ستاره‌ای نباشد که نور آن را تأمين کند, آن سحابی را سحابی تاريک می‌گويند. به عنوان مثال می‌توان از سحابی سر اسب در صورت فلکی جبار نام برد.

بدون شک جالب توجه‌ترين شئ صورت فلکی جبار, سحابی بزرگ آن است, همه آن را شگفت‌آورترين شی آسمان می‌دانند. با چشم برهنه به سختی قابل رويت است, ولی به زيبايي آن تنها به کمک يک تلسکوپ می‌توان پی برد. هر چه تلسکوپ بزرگ‌تر باشد, بهتر است. در فيلم زير به اين سحابی بسيار نزديک می‌شويم, به قدری نزديک می‌شويم که در انتهای فيلم هسته‌ی يک ستاره‌ي در حال تولد را در اين سحابی می‌بينيم.

سحابی‌ها دارای حرکت‌های جزئی در درون‌شان می‌باشند. به تصوير زير نگاه کنيد و تا با اين حرکت جزئي آشنا شويد, يکي از اين دو تصوير در سال 1973 از سحابی خرچنگ گرفته شده است و تصوير ديگر در سال 2000 از همان سحابی گرفته شده است, می‌بينيد که در اين فاصله 27 ساله گاز و گرد و غبار موجود در اين سحابی اندکی تغيير کرده‌اند.
 

نقطه‌ی آغاز تولد يک ستاره‌, همين سحابی‌ها می‌باشند. چگالی متوسط ماده در سحابی چندين هزار اتم در سانتی‌متر مکعب است و دما فقط چند درجه بالاتر از صفر مطلق است.
در آغاز, يعنی وقتی که نخستين نسل ستارگان به وجود آمدند, سحابی‌ها فقط مرکب از هيدروژن و هليوم (بيش‌تر هيدروژن و درصد کمی هليوم) بودند. نود و چند عنصر طبيعی ديگر در هسته‌ی ستارگان پرجرمِ بسيار سوزان به وجود آمدند. اين عناصر بعد از مرگ يک ستاره به درون سحابی‌ها راه يافتند.
ستارگان نسل‌های بعدی علاوه بر هيدروژن و هليوم شامل درصد بسيار کمی از همه (يا تقريباً همه) عناصر طبيعی ديگر می‌شدند.

تولد
حرکت‌های جزيي در داخل سحابی موجب متراکم شدن ماده‌ی سحابی در قسمتی از آن می‌شود. نيروهای گرانشی کمک بزرگی به تجمع ماده در اين نواحی می‌کنند و توده‌ی مجزايي از ماده را, که پيش ـ ستاره ناميده می‌شود, به وجود می‌آورند, که احتمالاً 1027 تن جرم دارد. جرم‌هايي که از اين مقدار خيلی کم‌تر باشند, به قدر کافی اثر گرانشی ندارند که واحدی مجزا شوند و جرم‌های بسيار بزرگ‌تر ناپايدار شده به چندين ستاره‌ی کوچک تقسيم می‌شوند.

به اين ترتيب ستاره‌ای زاده می‌شود. نخستين ستاره‌ها, شايد 10 ميليارد سال پيش تشکيل شدند. و تازه‌ترين‌شان هم اکنون در حال پيدايش هستند. ترديدی در اين نيست که اين فرايند ادامه می‌يابد و ستارگان پيوسته زاده می‌شوند. ستاره در هنگام تولد به قدری سرد است که نوری از خود ندارد.

نوباوگی
جرم زياد ماده‌ی سحابی, تحت تأثير نيروی گرانشی خود منقبض می‌شود و به اين ترتيب انرژی پتانسيل مکانيکي را به گرما تبديل می‌کند. در اين زمان ستاره‌ی نامرئی از خود امواج مادون قرمز تابش می‌کند. شی در اين حالت ستاره‌ی فروسرخ ناميده می‌شود.

اين جريان انقباض و گرم شدن در دوره‌ای حدود 30 ميليون سال صورت می‌پذيرد و از سه مرحله‌ی اصلی تشکيل شده است :
1ـ وسعت جرم بزرگی که در آغاز در حدود تريليون‌ها کيلومتر بود به چند صد ميليون کيلومتر کاهش پيدا می‌کند.
2ـ فشار در مرکز از (تقريباً) صفر به چندین هزار ميليون اتمسفر افزايش می‌يابد.
3ـ دمای قسمت مرکزی از چند درجه‌ی کلوين به حدود 20 ميليون درجه کلوين می‌رسد که برای شروع تبديل فرايند هسته‌ای تبديل هيدروژن به هليوم مناسب است.

حالا ديگر نوباوگی ستاره سپری شده و ستاره به دوران بلوغ پا گذاشته است.
لازم به ذکر است که زمان لازم برای گذار از تولد به بلوغ عملاً بسته به جرم ستاره است. ستارگان پرجرم به سرعت متحول می‌شوند و ممکن است پس از چند صدهزار سال به مرحله‌ی بلوغ برسند, در حالی که برای ستارگان کم‌جرم‌تر ممکن است زمان بسيار طولانی‌تری از 30 ميليون سال سپری گردد. و نيز ستارگان پرجرم‌تر در دوران بلوع بسيار درخشان‌تر از ستارگان کم‌جرم‌تر خواهند بود.