قدر ظاهری

قدر[۱] یا قدر ظاهری یا فروغ پدیدار (به انگلیسی: apparent magnitud)، مقیاسی عددی از روشنایی[۲] ستارگان از دید ناظر در زمین است. هرچه عدد آن کمتر باشد نورانی بودن ستاره بیشتر است. قدر ظاهری لگاریتمی با درخشندگی ستاره و فاصله‌اش از ناظر (روی هم با روشنایی ستاره) ارتباط دارد. قدر ظاهری را با m نشان می‌دهند.

محتویات

    ۱ تاریخچه
    ۲ رابطه‌ها
    ۳ حدود قدر
    ۴ منبع‌ها و پی‌نوشت‌ها
    ۵ جستارهای وابسته

تاریخچه

اساس نظام قدربندی ستارگان از یونان باستان کسب شده است. در این نظام، مبنای درجه‌بندی قدرها واکنش چشم انسان به درجه‌های نوری مختلف است. اولین بار ابرخس منجم یونانی ستارگان آسمان را به ۶ دسته از لحاظ روشنایی تقسیم کرد. پرنورترین‌ها در قدر یک و کم‌نورترین‌ها در قدر ۶ جای داشتند. قدر ششمی‌ها کم نورترین اشیا قابل مشاهده توسط بشر با چشم غیر مسلح بودند.

این رده‌بندی را بطلمیوس در کتاب المجسطی آورده و به طور گسترده پذیرفته شد.

صوفی رازی دانشمند مسلمان ایرانی، نخستین یا از نخستینانی بود که روش اندازه‌گیری فروغ ستارگان را ارایه کرد.

ویلیام هرشل متوجه شد که فاصلهٔ بین قدرها دارای سیستمی لگاریتمی است و ستاره قدر یک بطلمیوس ۱۰۰ برابر از ستاره قدر شش پرنورتر است. همچنین او متوجه شد که تفاوت روشنایی ستاره قدر یک تا دو و ستاره قدر دو تا سه مثل هم هستند و همچنین برای بقیه. پس هر قدر با قدر دیگر حدود ۲٫۵۱۱۸۸۶ مرتبه درخشندگی تفاوت دارد.
قدر ظاهری برخی جرم‌های آسمانی برجسته فروغ پدیدار     جسم آسمانی
۳۸٫۰۰-     ستارهٔ پای شکارچی از فاصلهٔ ۱ واحد نجومی. از این فاصله این ستاره بصورت قرص آبی سوزانی با قطر زاویه‌ای °۳۵ دیده خواهد شد.
۳۰٫۳۰-     ستارهٔ شباهنگ از فاصلهٔ ۱ واحد نجومی.
۲۹٫۰-     خورشید در سیارهٔ تیر در حضیض خورشیدی
۲۷٫۴۰-     خورشید در حضیض در سیارهٔ ناهید
۲۶٫۷۴-     خورشید از زمین [۳] (۳۹۸,۳۵۹ بار روشن‌تر از ماه بدر)
۲۵٫۶۰-     خورشید در اوج خورشیدی بهرام
۲۳٫۰۰-     خورشید در اوج هرمز
۲۱٫۷۰-     خورشید در اوج کیوان
۲۰٫۲۰-     خورشید در اوج اورانوس
۱۹٫۱۹-     خورشید در نپتون
۱۸٫۲۰-     خورشید در اوج پلوتون
۱۶٫۷۰-     خورشید در اوج سیارک سیارهٔ اریس
۱۲٫۹۲-     بیشینهٔ ماه کامل (بدر)
۱۲٫۷۴-     میانگین فروغ بدر
۱۱٫۲۰-     خورشید در اوج مداری سیارک سدنا
۹٫۵۰-     بیشترین درخشندگی یک ماهواره مدارگرد در شب
رابطه‌ها

فروغ ظاهری ستارگان با فاصله‌شان از ما رابطهٔ وارون مربع و با درخشندگی‌شان[۴] رابطهٔ مستقیم دارد.

رابطهٔ روشنایی (یا نورانی بودن) ستاره رابطه‌ای لگاریتمی و توانی به این صورت است:

\frac{b_1}{b_2}= 100^(\frac{m_1-m_2}{5})

m_1-m_2= -2.5 \log_{10} (b_1/b_2)\,

m فروغ ظاهری و b روشنایی دو ستاره است که اگر رابطه را برپایهٔ ثابت خورشیدی (روشنایی خورشید یا ☉b) و فروغ آن بازنویسی کنیم، این را به دست می‌دهد:

\frac{b}{b_\odot}= 100^(\frac{m-m_\odot}{5})

m-m_\odot= -2.5 \log_{10} (b/b_\odot)\,

نیز فروغ پدیدار وابسته به جو تغییر می‌کند. بلندای ستاره، ستبرای جو یا ضریب جذب جوی، با افزایششان جسم تیره‌تر می‌شود. هم‌چنین فاصلهٔ جرم تا ما نیز مهم است، زیرا بیرون جو هم ماده‌هایی هست که از روشنایی جسم کاسته تیره‌اش می‌کند.

فروغ پدیدار ستاره را در نبود جو حساب می‌کنند که در واقع بیشینهٔ روشنایی در زمین است.

طبق دستورهای لگاریتمی می‌دانیم:

\log_{\sqrt[5]{100}} F = \frac{\log_{10} F }{\log_{10} 100^{1/5}} = 2.5\log_{10} F

F شار جذبیده یا دریافتی[۵] (همان روشنایی) است.

حالا مقدار فروغی که جو زمین در باند x جذب کرده از این رابطه به دست آید:

m - m_0= m_{x}= -2.5 \log_{10} (F_x/F_x^0)\,

m فروغ ظاهری و mx اختلاف قدر ظاهری واقعی در نبود جو (m) با قدر ظاهری واقعی‌ای که می‌بینیم (m0)، در نوار یا باند x (مانند نوار زرد، فرابنفش، آبی و ...) است. Fx شار جذبیده در نوار x و F0x شار رسیده (شار جذبیدهٔ واقعی در نبود هوا) است.
حدود قدر
وضعیت برای
چشم انسان     فروغ
ظاهری     روشنایی
نسبت به
کرکس نشسته     شمار ستارگان
پرفروغ‌تر از
این روشنایی[۶]
مرئی     -۱     ۲۵۰٪     ۱
۰     ۱۰۰٪     ۴
۱     ۴۰٪     ۱۵
۲     ۱۶٪     ۴۸
۳     ۶٫۳٪     ۱۷۱
۴     ۲٫۵٪     ۵۱۳
۵     ۱٫۰٪     ۱٬۶۰۲
۶     ۰٫۴۰٪     ۴٬۸۰۰
نامرئی     ۷     ۰٫۱۶٪     ۱۴٬۰۰۰
۸     ۰٫۰۶۳٪     ۴۲٬۰۰۰
۹     ۰٫۰۲۵٪     ۱۲۱٬۰۰۰
۱۰     ۰٫۰۱۰٪     ۳۴۰٬۰۰۰

بر طبق قراردادی که بین اخترشناسان تعیین شده است؛ چند ستارهٔ پرنور به عنوان مبنا در نظر گرفته‌شده است و با استفاده از اندازه‌گیری اختلاف بین درخشندگی ظاهری ستارگان، قدر ظاهری قابل تعیین است.

هندی (صورت فلکی)

هندی(به انگلیسی: Indus) یکی از صور فلکی جنوبی آسمان است که به معنی بومیان آمریکایی است که به آنها هندی گفته می‌شد.پرنورترین ستاره‌اش ستاره آلفا هندی است با قدر ظاهری ۳.۱۱ و نزدیکترین ستاره آن به زمین اپسیلون هندی است با فاصله ۱۱.۸۷ سال نوری
تاریخچه

این صورت فلکی توسط پیتر دریکسزون کیسر (به انگلیسی: Pieter Dirkszoon Keyser) و فردریک د هاتمن(به انگلیسی: Frederick de Houtman) در بین سالهای ۱۵۹۵ تا ۱۵۹۷ ساخته شد.

فهرست صورت‌های فلکی

به گروهی از ستاره‌ها که در تجسم انسان شکل و پیکربندی مشخصی را تشکیل داده باشند صورت فلکی یا پیکر آسمانی می‌گویند.

صورت‌های فلکی در فرهنگ‌های گوناگون حضور داشته‌اند و طی گذشت زمان تغییراتی هم در تقسیم‌بندی، تعداد و نامگذاری آنها صورت گرفته است. جدول زیر نام‌های فارسی صورت‌های فلکی امروزی را نشان می‌دهد:
[نهفتن]

    ن
    ب
    و

۸۸ صورت فلکی امروزی
آبمار • آتشدان • ارابه‌ران • اژدها • اسب بالدار • اسب کوچک • اسکنه • آفتاب‌پرست • بادبان • بزغاله • برساووش • بره • پیاله • پیکان • تاج جنوبی • تاج شمالی • تاربست • تازی‌ها • ترازو • تک‌شاخ • تلسکوپ • تلمبه • توکان • جوی • چلپاسه • چلیپا • خرچنگ • خرس بزرگ • خرس کوچک • خرگوش • درنا • دلفین • دلو • دوپرگار • دوپیکر • دوشیزه • ذات‌الکرسی • روباهک • زانوزده • زرافه • زن برزنجیر • ساعت • سپر • سُدْس • سگ بزرگ • سگ کوچک • سنگتراش • سه‌پایه • سه‌سو • سیاه‌گوش • سیمرغ • شاه‌تخته • شکارچی • شلیاق • شیر • شیر کوچک • طاووس • عقاب • قطب‌نما • قنطورس • قیفاووس • کبوتر • کژدم • کشتیدم • کلاغ • کمان • کوره • کوهمیز • گاو • گاوران • گرگ • گونیا • گیسو • مار • مار باریک • مارافسای • ماکیان • ماهی • ماهی پرنده • ماهی جنوبی • ماهی زرین • مثلث جنوبی • مرغ بهشتی • مگس جنوبی • میکروسکوپ • نهنگ • هشتک • هندی
نام‌های دیگر صورت‌های فلکی

در زبان فارسی برای دسته‌ای از صورت‌های فلکی (پیکرهای آسمانی) که از قدیم شناخته شده بودند نام‌های گوناگونی بکار رفته است. بسیاری از آنها انواع نامهای عربی یا فارسی بکاررفته در متون قدیمی‌تر هستند. این نامهای مترادف و برابرهای انگلیسی آنها در زیر می‌آیند:
نام فارسی     نام‌های دیگر در متون فارسی     نام‌های انگلیسی
آبمار     مار آبی، نرمار، هیة الماء     Hydrus
آتشدان     مجمره، عودسوز، محراب نفاطه، الببغاء     Ara
ارابه‌ران     ممسک‌الاعنه، ممسک العِنان، عناندار، صاحب المعز     Auriga
اژدها     تنین، جوزهر (عربی‌شده گوزهر فارسی)، هَشتَنبَر     Draco
اسب بزرگ     فرس اعظم، فرس ثانی، اسب بالدار     Pegasus
اسب کوچک     فَرَس اول، قطعةالفَرَس، پاره‌اسب     Equuleus
اسکنه     قلم     Caelum
آفتاب‌پرست     حرباء     Chamaeleon
بادبان     شراع     Vela
بزغاله     جُدَی، بُزیچه چرخ، بز دریایی، بزماهی، بَهی[۱]     Capricornus
برساووش     بَرَنده سر دیو، برنده سر غول، سوار، حامل رأس الغول، دیوکش     Perseus
بره     حَمَل     Aries
پیاله     جام، کاسه بزرگ، باطیه، معلف     Crater
پیکان     تیر، سهم     Sagitta
تاج جنوبی     اکلیل جنوبی، افسر، قبه     Corona Australis
تاج شمالی     فُکّه، اکلیل شمالی، کاسه درویشان، کاسه یتیمان، کاسه لئیمان، قصعةالمساکین     Corona Borealis
تازی‌ها     سگ‌های تازی، سگ‌های شکاری     Canes Venatici
ترازو     میزان، پله     Libra
تک‌شاخ     -     Monoceros
تلسکوپ     -     Telescopium
تلمبه     مفرغة الهواء، تلمبه بادی     Antlia
تور     تور ماهیگیری، تاربست، شبکه     Reticulum
توکان     طوقان     Tucana
جوی     نهر، رودخانه فلکی، نهر الاردن     Eridanus
چلپاسه     سوسمار، مارمولک، بزمجه     Lacerta
چلیپا     صلیب جنوبی     Crux
خرچنگ     سرطان     Cancer
خرس بزرگ     دب اکبر، هفت اورنگ، ارابه داوود، بنات نعش کبری     Ursa Major
خرس کوچک     دب اصغر، هفت اورنگ کوچک، سریر فلک     Ursa Minor
خرگوش     اَرنَب     Lepus
دُرنا     -     Grus
دلفین     -     Delphinus
دَلو     ریزنده آب، ساکب‌الماء، دال     Aquarius
دوپرگار     پرگار     Circinus
دوپیکر     جوزا، تؤمان     Gemini
دوشیزه     عذرا، خوشه، سنبله     Virgo
ذات‌الکرسی     خداوند کرسی، سرور تخت     Cassiopeia
روباهک     روباه، ثعلب     Vulpecula
زانوزده     برزانونشسته، الجاثی علی رکبتیه، پهلوان، راقص، هرکول     Hercules
زرافه     -     Camelopardalis
زن برزنجیر     اِمرأة المُسلسله، ناقه، زن زنجیری، زن در زنجیر، شاهزاده     Andromeda
ساعت     -     Horologium
سپر     -     Scutum
سکستان     السدس     Sextans
سگ بزرگ     کلب اکبر، کلب الجبار، سگ کلان     Canis Major
سگ کوچک     کلب اصغر، کلب مقدم، الغمیصاء، تریشگ (از پارسی میانه)     Canis Minor
سنگتراش     کارگاه، حَجّار     Sculptor
سه‌پایه (نقاش)     آلةالمصور     Pictor
سه‌سو     مثلث، الاشراط     Triangulum
سیاه‌گوش     وشق     Lynx
سیمرغ     عنقاء، ققنوس     Phoenix
شاه‌تخته     کشتی، تیر حمال، السفینةالطائر     Carina
شکارچی     جبار، راعی، النسق، بزرگ‌منش     Orion
شَلیاق     چنگ رومی، دیگ‌پایه، یک‌پایه، سه‌پایه، لورا (از لاتین)، اثافی، نسر واقع، سلحفات، بربط، الصنج، کَشَف     Lyra
شیر     اسد، شیر سپهر     Leo
شیر کوچک     اسد اصغر     Leo Minor
طاووس     -     Pavo
عقاب     -     Aquila
قطبنما     -     Pyxis
قنطورس     سنطوروس، ظلیم     Centaurus
قیفاووس     سلطان، ملتهب     Cepheus
کبوتر     حمامه     Columba
کژدم     عقرب     Scorpius
کشتی‌دم     دنباله کشتی     Puppis
کلاغ     غُراب، زاغ     Corvus
کمان     قوس، رامی، کماندار، کمانگیر، تیرانداز، نیم‌اسب     Sagittarius
کوره     تنور     Fornax
کوهمیز     میز، میز صحرائی     Mensa
گاو     ثور     Taurus
گاوران     عوّا، گاوچران، بقار، صیّاح، حارس‌الشمال، حارس‌السماء، بورطیس حارس، طاردالدب     Boötes
گرگ     سبع     Lupus
گونیا     خطکش، تراز     Norma
گیسو     گیسوان برنیکه     Coma Berenices
مار     حیّه     Serpens
مار باریک     شجاع     Hydra
مارافسای     حوّاء، حامل مار     Ophiuchus
ماکیان     دجاجه، قو، مرغ، طایر، اوز العراقی، الفوارس     Cygnus
ماهی     حوت، حوتین، سمکه، دوماهی، ماهی سپهر     Pisces
ماهی پرنده     -     Volans
ماهی جنوبی     حوت جنوبی     Pisces Austrinus
ماهی زرین     ماهی طلایی، طلاماهی، ابوسیف     Dorado
مثلث جنوبی     -     Triangulum Australe
مرغ بهشتی     پرنده بهشتی     Apus
مگس جنوبی     مگس، ذبابه     Musca
میکروسکوپ     -     Microscopium
نهنگ     قیطُس، هیولای دریایی، مجمع الکواکب، کَهت (از پارسی میانه)     Cetus
هَشتَک     ثُمن، اُکتان     Octans
هندی     -     Indus

صورت فلکی

صورت‌فلکی یا پیکرآسمانی گردایه ای از ستاره‌ها است که از دیدگاه زمینی به شکل ویژه ای مانندسازی و نام‌گذاری شده‌است.[۱] در واقعیت سه بعدی، ستارگان یک پیکرآسمانی لزوماً به هم نزدیک نیستند و پیوندی به هم ندارند. قرار دادن آن‌ها در یک مجموعه تنها به‌خاطر نزدیکی ظاهری از دیدگاه زمینی است. دسته‌بندی ظاهری ستارگان به صورت پیکرهای‌آسمانی از دید نشانی‌دهی و ساختن نقشه‌های آسان‌فهمِ آسمان سودمند است.[۲]

محتویات

    ۱ تاریخچه
    ۲ صورت‌های فلکی
    ۳ جستارهای وابسته
    ۴ پیوند به بیرون
    ۵ منابع

تاریخچه

پژوهش های باستان‌شناسی نشان می‌دهد که نگاره های نقاشی شده بر روی دیوارهای غار لاسکو در جنوب فرانسه دربرگیرنده نشانه‌های نجومی است. گمان می‌شود خوشه ستاره‌ای پروین در کنار خوشه قلائص (صورت فلکی گاو) بر روی این نگاره‌ها نمایش داده شده‌است.[۳] شاید انسان‌های روزگار پارینه سنگی (۳۰٬۰۰۰ تا ۲۶٬۰۰۰ سال پیش از میلاد) نخستین کسانی بودند که چهار جهت اصلی را شناسایی کردند. در اواخر دوره پارینه‌سنگی (۲۰٬۰۰۰ تا ۱۶۰۰۰ سال پیش از میلاد) در فرانسه هنر ساخت ابزارهای سنگی به اوج خود رسید و در آن هنگام اندیشه نخستین صورت‌های‌فلکی پایه گذاری شد. این را در یادگارهای بجای مانده ی نقش‌های درون غارهای این روزگار می‌توان یافت. در دره میرملاس و همیان در شمال کوهدشت لرستان نیز پناهگاه‌هایی از این روزگار وجود دارند. در این پناهگاه‌ها نقش‌های رنگ‌دار زیادی است. حدود ۱۶٬۰۰۰ تا ۸٬۰۰۰ سال پیش از میلاد، کم‌کم اسامی گروه‌های ستاره‌ای (صورت‌فلکی) به سه دستهٔ نمادین تغییر کرد. دنیای پایینی، میانی و بالایی. حدود ۱۰٬۰۰۰ سال پیش از میلاد، دوره ی یخبندان در اروپا به پایان رسید. با گرم شدن زمین، علفزارها و دشت‌های اروپا جای خود را به جنگل‌ها دادند و دوران نوسنگی آغاز شد. در این دوره، انسان‌ها به جای شکار و گردآوری خوراک به کشاورزی و تولید خوراک می‌پرداختند. از این رو نیاز آن‌ها به چگونگی آب و هوا، و دانستن فصل‌ها بیشتر شد. بدینسان به گذر سالانه خورشید در آسمان توجه بیشتری کردند. می‌توان گفت حدود ۵٬۶۰۰ سال پیش از میلاد، چهار صورت فلکی در آسمان شکل گرفته بودند: دو پیکر، سنبله، قوس و ماهی. آن‌ها نمایانگر نقاط اعتدال‌ها و انقلاب‌های آن زمان بودند و پایه ی صورت فلکی‌های منطقةالبروجی امروزی شد.[۴]

از سویی به نظر می رسد نخستین صورت فلکی خرس بزرگ بوده که به دست سومریان به انگیزه تشخص آن و تعیین جهت شمال معین شده است و پس از آن صورتهای فلکی دائرةالبروج و آنگاه به دست مصریان، بابلیان و اعراب شمار آنها به ۴۸ صورت فلکی رسیده است. در سال ۱۹۳۰ میلادی برای تمام آسمان ۸۸ صورت فلکی بصورت فرامرزی شناسایی و به پذیرش رسید.
صورت‌های فلکی

برای برابری نامهای صورتهای فلکی با نامهای عربی و انگلیسی آنها به فهرست صورت‌های فلکی بازگردید.

مرفق‌الثریا

مرفق‌الثریا (آرنج پروین) یا جَنب (پهلو) یا آلفا برساوش یک ستاره است که در صورت فلکی برساوش قرار دارد.

برساووش

بِرساوُش یا بَرساووش یا بُرندهٔ سر دیو(به انگلیسی : Perseus) یکی از صورت‌های فلکی است که در نیم‌کره شمالی دیده می‌شود. برساووش از ۴۸ صورت فلکی بطلمیوسی و ۸۸ صورت فلکی مدرن است. برساووش کمی دورتر و حدودا در قسمت شرقی زن بر زنجیر قرار گرفته‌است.

ستاره غول ستاره اصلی آنست که ستاره‌ای دوتایی است. هنگامی که یکی از جلوی دیگری می‌گذرد، ستارهٔ غول تقریباً نیمی از درخشندگی‌اش را از دست می‌دهد.[۱]

این صورت فلکی نقطه نورباران بارش شهابی برساوشی است که هر سال در نیمه دوم مرداد ماه با تراکم حدود ۵۰ شهاب در ساعت اتفاق می‌افتد.

محتویات

    ۱ نام و افسانه
    ۲ ستاره‌ها
    ۳ اجرام عمقی آسمان
    ۴ منابع
    ۵ پیوند به بیرون

نام و افسانه

نام برساووش از نام یونانی پرسئوس گرفته شده که در اساطیر یونانی قهرمانی است که مدوسا را کشت تا شاهزاده آندرو مدا، دختر کاسیوپه (که نام لاتین ذات الکرسی از او گرفته شده) و قیفاووس را از چنگال هیولای دریایی به نام قیطس نجات دهد.
ستاره‌ها
صورت فلکی برساوش در کتابی از دانشمند ایرانی، عبدالرحمان صوفی رازی.

ستاره رأس‌الغول یا بتا برساوش، که از نوع ستاره گرفتی است دارای قدر متغیر مابین ۲/۲ تا ۵/۳ می‌باشد. این دو ستاره که به فاصله ۱۸ میلیون کیلومتر از یکدیگر قرار گرفته‌اند و هر ۲ روز و ۲۰ ساعت گرفتگی در آن‌ها رخ می‌دهد. رأس‌الغول یک ستاره آغازین از نوع گرفتی جفتی و از طبقه متغیرهاست، یعنی هریک از این دو ستاره، به تناوب باعث گرفتگی دیگری می‌شود. رأس‌الغول ترکیبی از دو ستاره B۸ V با مدار مشترک با ستاره‌ای با طیف G۵ IV و فاصله ۱۰۵ سال نوری است. رأس‌الغول معمولاً با قدر ۲٫۱ در هر ۲٫۸۷ روز، چشمک‌زنان ظاهر می‌شود و سپس برای ۱۰ ساعت ضعیف گردیده و تا قدر ۱۰ ماند یک ستاره G۵ تغییر ممی کند که در واقع از مقابل ستاره B۸ دیگر عبور می‌نماید.

از دیگر ستارگان قابل توجه این مجموعه می‌توان به مرفق‌الثریا (آلفا برساوش) با قدر ۸/۱ که یک ابرغول زرد با فاصله ۶۰۰ سال نوری است، اشاره کرد. در نزدیکی ستاره کسی برساوش در حدفاصل با اپسیلون می‌توان ان‌جی‌سی۱۴۹۹ که همان سحابی کالیفرنیا را که یک سحابی پخشنده است مشاهده کرد. در فاصله میان دو ستاره آلفا و کای برساوش ان‌جی‌سی۱۲۴۵ وجود دارد که یک خوشه باز است.

یکی از پدیده‌های مناسب برای رصد خوشه ام۳۴ است که شامل ستارگان کم نور با قدر هشتم است که در فاصله ۱۴۰۰ سال نوری از ما قرار دارد. در بازوهای مارپیچ کهکشان راه شیری دو خوشهٔ ان‌جی‌سی۸۶۹ و ان‌جی‌سی۸۸۴ وجود دارد که اولی ۳۰۰ سال نوری و دومی در حدود ۷۵۰۰ سال نوری از ما فاصله دارند. این دو خوشه در بخش فوقانی اتا در حد فاصل با ستاره فی برساوش واقع شده‌اند. البته درقسمت میانی برساوش میان ستارگان کای برساووش و نوی آن که یک چندگانه است، نواختر ۱۹۰۱ قرار دارد.
اجرام عمقی آسمان

برساووش به لحاظ استقرار در امتداد کهکشان راه شیری، از نظر ارام عمق آسمان غنی است. hبرساووش(NGC۸۶۹)و همچنین کای برساووش(NGC۸۸۴)یک جفت خوشه باز قدر پنجم هستند که تحت نام ((خوشه دوگانه)) شناخته شده و در فاصله ۷۳۰۰ سال نوری از ما قرار گرفته‌اند و با چشم غیر مسلح همانند ستاره‌ای مات به نظر می‌رسند.m۳۴ هم خوشه دیگری از قدر پنج است.

    زمان رسیدن به نصف النهار: ۴ دی

    مساحت: ۶۱۵ درجه مربع

    معادل لاتین Per

زن برزنجیر

زن بَرزَنجیر یا آندرومدا یا اِمرَاةالمُسَلسَله یکی از صورت‌های فلکی در شمال استوای آسمانی است که بزرگ‌ترین کهکشان همسایه به کهکشان راه شیری در آن دیده می‌شود. معمولاً در کتاب‌ها آن کهکشان را نیز به همین نام می خوانند. زن برزنجیر یکی از ۴۸ صورت فلکی است که توسط توسط اخترشناس یونانی-رومی قرن دوم؛ بطلمیوس؛ لیست شده اند و همچنین یکی از ۸۸ صورت فلکی امروزی است. نام این صورت فلکی برگرفته از نام آندرومده دختر کاسیوپه در اساطیر یونانی است که به صخره ای زنجیر شد تا توسط هیولای دریا، کتوس، خورده شود. آندرومدا به همراه چندین صورت فلکی دیگر که همگی بر اساس شخصیتهای افسانه پرسئوس نامگذاری شده اند، در شبهای پاییزی در نیم‌کره شمالی واضح ترین حالت را دارند. به دلیل میل شمالی آن، آندرومدا تنها از نقاطی که در شمال عرض جغرافیایی ۴۰ درجه جنوبی قرار دارند قابل مشاهده است و برای نقاطی که در جنوب عرض جغرافیایی ۴۰ درجه قرارمیگیرند پایین تر از افق است. آندرومدا با مساحتی برابر ۷۲۲ درجه مربع، یکی از بزرگترین صورتهای فلکی است. این مساحت ۵۵٪ اندازه بزرگترین صورت فلکی (مارباریک)و بیش از ۱۰ برابر کوچکترین صورت فلکی (چلیپا) است.

روشن ترین ستاره آن سرةالفرس (به انگلیسی: Alpha Andromeda)، یک ستاره دوتایی است که گاهی آن را به عنوان بخشی از صورت فلکی اسب بالدار (فَرَس اعظم) نیز برشمرده اند. ستاره دیگر آن عناق‌الارض (به انگلیسی: Gamma Andromeda)، یک ستاره دوتایی رنگی است که هدف محبوبی برای اختر شناسان تازه کار به شمار می رود. جنب‌المسلسله (به انگلیسی: Beta Andromeda) یک غول سرخ است که رنگ آن با چشم برهنه قابل مشاهده است.

کهکشان زن برزنجیر(M31) که ۲٫۲ میلیون سال نوری با ما فاصله دارد، نزدیکترین کهکشان مارپیچی به راه شیری است و دورترین پدیده‌ای است که با چشم برهنه دیده می‌شود.[۱] این کهکشان یکی از روشن ترین اجرام مسیه است. چندین کهکشان کم فروغ تر مانند مسیه ۳۲ و مسیه ۱۱۰ که کهکشانهای همراه زن برزنجیر هستند؛ و یا کهکشان دورتر ان‌جی‌سی ۸۹۱ نیز در صورت فلکی زن بر زنجیر جای دارند. سحابی گلوله برف آبی (یا سحابی گلوله برف؛ان‌جی‌سی ۷۶۶۲) که یک سحابی سیاره‌نماست نیز با تلسکوپ به صورت یک جسم گرد آبی قابل دیدن است.

در اخترشناسی چینی، ستارگانی که زن برزنجیر را می سازند همگی اعضای چهار صورت فلکی دیگر بودند که از نظر اخترشناسی و اساطیری در خور اهمیت بوده اند. در اسطوره شناسی هندوئیسم نیز یک صورت فلکی مرتبط با زن بر زنجیر وجود دارد.

محتویات

    ۱ ستاره‌ها
    ۲ اجرام عمقی آسمان
    ۳ در اساطیر
    ۴ منابع

ستاره‌ها

قدر ظاهری سرةالفرس پرنورترین ستاره این صورت فلکی، ۲٫۱ است. در دسته‌بندی ستارگان بایر (آلفا) – زن برزنجیر نامیده شده‌است.

قدر ظاهری صورت فلکی زن برزنجیر به روش اندازه‌گیری باستان بین ۷ تا ۸ میباشد، و به روش اندازه‌گیری جدید چیزی حدود ۴.
اجرام عمقی آسمان

آنچه در این قسمت آسمان شایان توجه بسیار است شیئ است که نام علمی آن ان‌جی‌سی۲۲۴ است و در نزدیکی (نو)- زن برزنجیر جای دارد. به چشم برهنه به صورت ستاره ابر مانندی از قدر پنجم می‌آید به سرشت واقعی آن فقط با کمک تلسکوپی نیرومند می‌توان پی برد. ام۳۱ کهکشانی است کاملاً شبیه به کهکشان ما این کهکشان از میلیاردها ستاره تشکیل شده و اندکی از کهکشان ما بزرگ‌تر است دورترین شیی است در فضا که با چشم برهنه می‌توان دید. نوری که کهکشان بزرگ زن برزنجیر را ترک کند پس از سفری ۲٬۰۰۰٬۰۰۰ ساله در فضا به ما می‌رسد.
در اساطیر

نام اروپایی این پیکر آسمانی یعنی آندرومدا، در اساطیر یونانی نام زنی بوده‌است که پرساوش (پرسئوس) پهلوان عاشق وی بوده‌است و در بند اژدهایی در در ساحلی در حبشه با زنجیر زندانی بود. پرساوش با کشتن اژدهای مزبور وی را آزاد می‌کند و آن دو ازدواج می‌کنند. از ایشان فرزندانی پدید می‌آید از جمله پرسس. بنابراین افسانه‌ها پرسس نیای پارسیان (ایرانیان) است.

آندرومدا دختر زیبای سِفِئوس (قیفاووس) و کاسیوپیه «(ذات‌الکرسی) پریان را از خودخواهی بیش از اندازه اش به خشم آورد. نپتون، برای تنبیه وی، او را به صخره‌ای در کناره دریا زنجیر کرد تا شکار اژدهایی دریایی شود که در آن هنگام ساحل دریا را عرصه تاخت و تاز خود کرده بود درست در همان لحظه‌ای که اژدها به اندرومدا حمله آورده بود، پرسئوس (برساووش) با جادو غول را به سنگ بدل کرد و آندرومدا را نجات داد.

کهکشان زن برزنجیر

آندرومدا یا زن بر زنجیر یک کهکشان مارپیچی واقع در صورت فلکی آندرومدا است که حدود ۲٫۵ میلیون سال نوری از ما فاصله دارد. با این‌که آندرومدا نزدیک‌ترین کهکشان مارپیچی به کهکشان راه شیری است ولی نزدیک‌ترین کهکشان نیست. آندرومدا بزرگ‌ترین کهکشان از گروه کهکشانی محلی است که شامل راه شیری، آندرومدا، سه‌تکه و ۳۰ کهکشان کوچک‌تر است.

احتمال دارد که کهکشان‌های راه‌شیری و آندرومدا حدود ۳ تا ۵ میلیارد سال آینده با یکدیگر برخورد کنند.[۱][۲]

گفته می شود که "آندرومدا" احتمالا یکی بزرگترین کهکشان ها در گروه محلی خود باشد.[۳]

محتویات

    ۱ نام‌ها
    ۲ درباره
    ۳ تاریخچه رصدی
    ۴ جهان جزیره
    ۵ برآورد جرم و درخشندگی
    ۶ برخورد کهکشان راه شیری و آندرومدا در آینده
    ۷ مشخصات
    ۸ منابع

نام‌ها
تصویر کهکشان زن برزنجیر (M۳۱) گرفته شده توط اسپیتزر در مادون قرمز, MIPS, ۲۴ میکرومتر

این کهکشان در فهرست مسیه M۳۱ نام دارد و در کاتالوگ عمومی جدید NGC۲۲۴؛ نام انگلیسی آن Andromeda (از یونانی Ανδρομέδη — آندرومده — و نام یک شاهزاده در اسطوره‌های یونان باستان) است و در زبان عربی به آن امراةالمسلسه (زن برزنجیر) می‌گویند.
درباره

نخستین رصد ثبت‌شده از کهکشان آندرومدا، در سال ۹۶۴ میلادی توسط منجم ایرانی، عبدالرحمان صوفی انجام گرفت که از آن به عنوان" ابر کوچک" نام برد. اولین توصیف از جرم بر پایه رصد تلسکوپی، توسط منجم آلمانی به نام سیمون ماریوس۱ در سال ۱۶۱۲صورت گرفت. شارل مسیه در سال ۱۷۶۴ این جرم را در فهرست خود تحت نام M۳۱ دسته‌بندی کرد و به طور غلط کاشف آن را ماریوس نامید در صورتی که عبدالرحمان صوفی پیش از او به وجود این کهکشان پی برد. در سال ۱۷۸۵ منجمی به نام ویلیام هرشل یک منطقه قرمز رنگ کم فروغی را در هسته M۳۱ ثبت کرد. او این جرم را سحابی بزرگ نامید و بر پایه رنگ و قدر سحابی به اشتباه حدس زد که فاصله آن از ما بیشتر از ۲ هزار برابر فاصله ستاره شباهنگ از ما نیست.

ویلیام هرشل در سال ۱۸۶۴، طیف M۳۱ را مشاهده کرد و متوجه شد که طیف آن با طیف یک سحابی گازی فرق دارد. M۳۱ دارای طیفی پیوسته به همراه خطوط جذبی تاریک بود با استفاده از این خطوط جذبی می‌توان به ترکیبات شیمیایی یک جرم پی برد. طیف سحابی آندرومدا بسیار شبیه به طیف اختصاصی ستارگان بود و به این ترتیب او نتیجه گرفت که M۳۱ یک طبیعت شبه‌ستاره‌ای دارد. در سال ۱۸۸۵، یک ابرنواختر (با نام S آندرومدا) در M۳۱ دیده شد.

اولین عکس‌ها از M۳۱ در سال ۱۸۸۷ توسط "آیزاک روبرت" در رصدخانه خصوصی‌اش در ساسکس انگلستان گرفته شد. نوردهی طولانی مدت سبب شد که برای اولین بار ساختمان مارپیچی کهکشان دیده شود. در آن زمان همچنان اعتقاد داشتند که این جرم یک سحابی در کهکشان ماست. در سال ۱۹۱۲، سرعت شعاعی این جرم نسبت به منظومه شمسی ما توسط "وستو اسلیفر"۳ در رصدخانه لاول با استفاده از طیف‌نما اندازه‌گیری شد. نتیجه به‌دست آمده بزرگ‌ترین سرعت ثبت شده در آن زمان بود. آنها متوجه شدند که این جرم با سرعت ۳۰۰ کیلومتر بر ثانیه به سمت خورشید حرکت می‌کند.

در شبی که ماه در آسمان وجود ندارد شما می‌توانید این کهکشان را به صورت یک لکه مات با چشم غیرمسلح ببینید. در حقیقت آندرومدا دورترین جرم قابل رویت بدون استفاده از ابزار اپتیکی است. حتی شما می‌توانید این جرم را از درون شهر با دوربین دوچشمی رصد کنید. آندرومدا بزرگ‌ترین کهکشان گروه محلی است. کهکشان‌های گروه محلی عبارتند از: کهکشان آندرومدا، کهکشان راه شیری، کهکشان مثلث و در حدود ۳۰ کهکشان کوچک دیگر.

با این که آندرومدا بزرگ‌ترین کهکشان این گروه است اما لزوما پرجرم‌ترین آنها نیست، یافته‌های اخیر نشان می‌دهند که کهکشان راه شیری شامل ماده تاریک بیشتری است و ممکن است پرجرم‌ترین کهکشان در گروه محلی باشد.

با توجه به رصدهایی که توسط تلسکوپ فضایی اسپیتزر در سال ۲۰۰۶ صورت گرفت، مشخص شد که M۳۱ شامل یک تریلیون ستاره است. در صورتی‌که کهکشان ما ۲۰۰ تا ۴۰۰ میلیارد ستاره دارد. با این حال برآوردهای سال ۲۰۰۶ نشان داد که جرم کهکشان راه شیری تقریبا ۸۰ درصد جرم آندرومداست یعنی۷/۱× ۱۰۱۱ برابر جرم خورشید. براساس مطالعه‌ای که در سال ۲۰۰۹ صورت گرفت می‌توان نتیجه گرفت که جرم کهکشان ما و آندرومدا تقریبا با هم برابر است.

کهکشان آندرومدا با قدر ظاهری ۴/۳ یکی از درخشنده‌ترین اجرام مسیه است. به همین دلیل این جرم را می‌توان حتی در مناطقی که دارای آلودگی نوری هستند با چشم غیرمسلح مشاهده کرد. اگرچه با عکاسی توسط یک تلسکوپ بزرگ‌تر پهنای این کهکشان بیش از ۶ برابر ماه بدر دیده می‌شود، اما تنها بخش مرکزی درخشان‌تر آن با چشم غیرمسلح یا یک تلسکوپ و یا دوربین دوچشمی‌کوچک قابل رویت است.
تاریخچه رصدی

نخستین رصد ثبت‌شده از کهکشان آندرومدا، در سال ۹۶۴ میلادی توسط منجم ایرانی، عبدالرحمان صوفی انجام گرفت که از آن به عنوان" ابر کوچک" نام برد. اولین توصیف از جرم بر پایه رصد تلسکوپی، توسط منجم آلمانی به نام سیمون ماریوس۱ در سال ۱۶۱۲صورت گرفت. شارل مسیه در سال ۱۷۶۴ این جرم را در فهرست خود تحت نام M۳۱ دسته‌بندی کرد و به طور غلط کاشف آن را ماریوس نامید در صورتی که عبدالرحمان صوفی پیش از او به وجود این کهکشان پی برد. در سال ۱۷۸۵ منجمی به نام ویلیام هرشل یک منطقه قرمز رنگ کم فروغی را در هسته M۳۱ ثبت کرد. او این جرم را سحابی بزرگ نامید و بر پایه رنگ و قدر سحابی به اشتباه حدس زد که فاصله آن از ما بیشتر از ۲ هزار برابر فاصله ستاره شباهنگ از ما نیست.

ویلیام هرشل در سال ۱۸۶۴، طیف M۳۱ را مشاهده کرد و متوجه شد که طیف آن با طیف یک سحابی گازی فرق دارد. M۳۱ دارای طیفی پیوسته به همراه خطوط جذبی تاریک بود با استفاده از این خطوط جذبی می‌توان به ترکیبات شیمیایی یک جرم پی برد. طیف سحابی آندرومدا بسیار شبیه به طیف اختصاصی ستارگان بود و به این ترتیب او نتیجه گرفت که M۳۱ یک طبیعت شبه‌ستاره‌ای دارد. در سال ۱۸۸۵، یک ابرنواختر (با نام S آندرومدا) در M۳۱ دیده شد.

اولین عکس‌ها از M۳۱ در سال ۱۸۸۷ توسط "آیزاک روبرت" در رصدخانه خصوصی‌اش در ساسکس انگلستان گرفته شد. نوردهی طولانی مدت سبب شد که برای اولین بار ساختمان مارپیچی کهکشان دیده شود. در آن زمان همچنان اعتقاد داشتند که این جرم یک سحابی در کهکشان ماست. در سال ۱۹۱۲، سرعت شعاعی این جرم نسبت به منظومه شمسی ما توسط "وستو اسلیفر"۳ در رصدخانه لاول با استفاده از طیف‌نما اندازه‌گیری شد. نتیجه به‌دست آمده بزرگ‌ترین سرعت ثبت شده در آن زمان بود. آنها متوجه شدند که این جرم با سرعت ۳۰۰ کیلومتر بر ثانیه به سمت خورشید حرکت می‌کند.
جهان جزیره

در سال ۱۹۱۷ منجم آمریکایی به نام هبر کورتیس یک نواختر درون M۳۱ کشف کرد. با جست‌وجو به روش ثبت عکاسی، ۱۱ نواختر دیگری کشف شد. کورتیس متوجه شد که این نواخترها به طور متوسط ۱۰ قدر کم نورتر از نواخترهای درون کهکشان ماست. به عنوان یک نتیجه، او فاصله M۳۱ را از ما ۵۰۰ هزار سال نوری (۳/۲×۱۰۱۰ AU) تخمین زد. او با فرضیه "جهان جزیره‌" موافق بود و معتقد بود که M۳۱ یک کهکشان مستقل است.

در سال ۱۹۲۲، "ارنست اوپیک"۵ با استفاده از یک روش اخترفیزیکی، فاصله M۳۱ را تخمین زد. او پی برد که M۳۱ در خارج از کهکشان ما و در فاصله‌ای در حدود ۴۵۰ کیلو پارسک معادل ۱۵۰۰ کیلو سال نوری قرار دارد. در سال ۱۹۲۵، "ادوین هابل" برای اولین بار در عکس‌هایی که از M۳۱ گرفته شده بود، ستاره‌های متغیر قیفاووسی را در خارج از کهکشان خودمان مشاهده کرد. این عکس‌ها با استفاده از تلسکوپ ۵/۲ متری "هوکر"۶ گرفته شده بودند. به این ترتیب با استفاده از متغیرهای قیفاووسی او توانست فاصله آندرومدا از ما را تعیین کند. اندازه‌گیری او نشان داد که به طور قطع M۳۱ یک خوشه ستاره‌ای در کهکشان ما نیست. بلکه این جرم یک کهکشان مجزا در فاصله‌ای مشخص از کهکشان ماست.

آندرومدا نقشی مهم در مطالعات کهکشانی ما دارد زیرا نزدیک‌ترین کهکشان مارپیچی (البته نزدیک‌ترین کهکشان نیست) به ماست.

گسیل امواج رادیویی از کهکشان آندرومدا اولین بار توسط "گروت روبر"۷ در سال ۱۹۴۰آشکار شد. اولین نقشه‌های رادیویی از آندرومدا در سال ۱۹۵۰ میلادی توسط "جان بالدوین"۸ و همکارانش در انجمن نجوم رادیویی کمبریج ساخته شد.
برآورد جرم و درخشندگی

جرمی که برای هاله آندرومدا (شامل ماده تاریک) حدس زده می‌شود، مقداری تقریبا معادل با × ۱۰۱۲۲۳/۱ برابر جرم خورشید (یا ۲/۱ میلیون میلیون برابر جرم خورشید) است در صورتی‌که جرم کهکشان راه شیری × ۱۰۱۲۹/۱ برابر جرم خورشید است. بنابراین احتمالا M۳۱ کم جرم‌تر از کهکشان ماست البته محدوده خطا بسیار بزرگ است بنابراین نمی‌توان در این مورد نظر قطعی داد. درخشندگی M۳۱، تقریبا × ۱۰۱۰۶/۲ برابر درخشندگی خورشید، یعنی ۲۵ درصد درخشنده‌تر از کهکشان ماست.
برخورد کهکشان راه شیری و آندرومدا در آینده

کهکشان آندرومدا با سرعتی در حدود ۱۰۰ تا ۱۴۰ کیلومتر در ثانیه در حال نزدیک شدن به کهکشان ماست. بنابراین آندرومدا یکی از معدود کهکشان‌های انتقال به آبی است. انتظار می‌رود که این دو کهکشان در ۵/۴ میلیارد سال آینده با یکدیگر برخورد کنند. البته جزئیات این برخورد نامشخص است. شاید این دو کهکشان پس از برخورد با یکدیگر ادغام شده و یک کهکشان غول‌پیکر بیضوی را شکل دهند. این‌گونه اتفاقات در گروه‌های کهکشانی تکرار می‌شوند. در حال حاضر سرنوشت زمین و منظومه شمسی پس از این برخورد مشخص نیست. اگر کهکشان‌ها در هم ادغام نشوند شاید منظومه شمسی از راه شیری جدا شده یا به آندرومدا بپیوندد.[۴][۵]
مشخصات

    قدر:۴٫۴
    مساحت:۱۵۸*۵۰دقیقه قوسی
    نوع:کهکشان مارپیچی
    صورت فلکی:زن برزنجیر

گروه محلی

گروه محلی یا خوشه کهکشانی محلی نام یکی از خوشه‌های کهکشانی است که کهکشان راه شیری به همراه تعدادی از کهکشان های اطرافش در آن واقع شده اند. تخمین زده می شود بیش از ۵۴ کهکشان دیگر از جمله کهکشان های کوتوله در این گروه وجود داشته باشند.

مرکز گرانشی گروه محلی کهکشانی جایی میان کهکشان راه شیری و کهکشان آندرومدا قرار دارد. بزرگ ترین کهکشان های این گروه محلی به ترتیب کهکشان آندرومدا ٬ کهکشان راه شیری و کهکشان مثلث هستند.


مشخصات

قطر آن ۱۰ میلیون سال نوری است جرم آن 1.29 \times 10^12 برابر جرم خورشید تخمین زده می‌شود نزدیک‌ترین خوشه کهکشانی به آن خوشه کهکشانی دوشیزه است.
نقشه گروه کهکشانی محلی
اعضا

خوشه کهکشانی محلی بیش از ۳۵ عضو دارد

    کهکشان راه شیری
    کهکشان زن برزنجیر
    کهکشان سه گوش
    ام ۱۱۰
    ام ۳۲

خوشه کهکشانی

خوشه کهکشانها و تعدادی از گروهای شناخته شده آنها ٬بزرگ‌ترین اجرام جهان هستند.یک خوشه کهکشانی از سه بخش تشکیل شده است؛ کهکشان هایی که دارای میلیاردها ستاره اند، گاز داغ بین کهکشان‌ها و ماده تاریک، ماده‌ای با هویتی مرموز که بیش‌ترین جرم کهکشان را تشکیل می‌دهد.

محتویات

    ۱ اندازه
    ۲ ماده تاریک
    ۳ نام چند خوشه کهکشانی بزرگ
    ۴ منابع

اندازه

اندازه آنها از ابعاد کوچک مانند خوشه کهکشانی محلی با ۲۰ الی ۳۰ عضو شروع می وشد و تا خوشه‌های کهکشانی کروی شکل تا دهها هزار عضو ادامه می‌یابد.[۱]
ماده تاریک
نوشتار اصلی: ماده تاریک

در بیشتر حالات محاسبات نشان می‌دهد که جرم یک خوشه بیشتر از مجموع جرم کهکشان‌های عضو است با بررسی محاسبات نتیجه گرفته شد بین کهکشانها ماده تاریک که احتمالاً گازهای داغ پراکنده٬خرده سنگ٬سیاهچاله یااجرام ناشناخته تشکیل شده باشد٬ساخته شده است.[۲]
نام چند خوشه کهکشانی بزرگ

    خوشه کهکشانی محلی(کهکشان راه شیری هم عضو این خوشه است)
    گروه دوشیزه
    گروه برساووش
    گروه شیر
    گروه M51
    گروهM81
    گروهM83
    گروهM101

ماده تاریک

ماده تاریک (به انگلیسی: Dark Matter)، نوعی از ماده است که فرضیه وجود آن در اخترشناسی و کیهان‌شناسی ارائه شده‌است تا پدیده‌هایی را توضیح دهد که به نظر می‌رسد ناشی از وجود میزان خاصی از جرم باشند که از جرم موجود مشاهده‌شده در جهان بیشتر است. مادهٔ تاریک به طور مستقیم با استفاده از تلسکوپ قابل مشاهده نیست، مشخصاٌ مادهٔ تاریک نور یا سایر امواج الکترومغناطیسی را به میزان قابل توجهی جذب یا منتشر نمی‌کند. به بیان دیگر مادهٔ تاریک به سادگی ماده‌ای است که واکنشی نسبت به نور نشان نمی‌دهد.[۱] در عوض، وجود و ویژگی‌های مادهٔ تاریک را می‌توان به طور غیرمستقیم و از طریق تاثیرات گرانشی‌اش بر روی ماده مرئی، تابش و ساختار بزرگ مقیاس جهان نتیجه گرفت. طبق داده‌های تیم ماموریت پلانک در سال سال ۲۰۱۳ و بر پایه مدل استاندارد کیهان‌شناسی، کل جرم-انرژی موجود در جهان شناخته‌شده شامل ۴٫۹٪ ماده معمولی، ۲۶٫۸٪ مادهٔ تاریک و ۶۸٫۳٪ انرژی تاریک تشکیل شده‌است.[۲][۳] یعنی مادهٔ تاریک ۸۴٫۵٪ کل ماده موجود در جهان را تشکیل می‌دهد و انرژی تاریک و مادهٔ تاریک روی همرفته ۹۵٫۱٪ از کل محتویات جهان را تشکیل می‌دهند.[۴][۵]

اختر-فیزیک‌دانان فرضیه مادهٔ تاریک را مطرح نمودند تا اختلاف میان جرم محاسبه‌شده برای اجرام غول‌پیکر آسمانی توسط دو روش استفاده از تاثیرات گرانشی آنها و یا استفاده از مواد درخشان درون آنها (ستارگان، گاز، غبار) را توضیح دهند. این فرضیه نخستین بار توسط یان اورت در سال ۱۹۳۲ برای توضیح سرعت‌های مداری ستارگان در کهکشان راه شیری و توسط فریتز زوییکی در سال ۱۹۳۳ برای توضیح شواهد مربوط به «جرم گمشده» در سرعتهای مداری کهکشانها در خوشه‌های کهکشانی، مطرح گردید. در پی آن بسیاری از مشاهدات دیگر نیز مطرح گشت که دلالت بر وجود مادهٔ تاریک در جهان داشتند. از جمله این مشاهدات می‌توان به مشاهده سرعتهای چرخشی کهکشانها توسط ورا روبین[۶] در دهه‌های ۱۹۶۰-۱۹۷۰، همگرایی گرانشی اجسام پس‌زمینه توسط خوشه‌های کهکشانی همچون خوشه گلوله، الگوهای ناهمسانگردی دما در تابش زمینه کیهانی اشاره نمود. کیهان‌شناسان توافق نظر دارند که مادهٔ تاریک عمدتاً از نوعی ذره زیراتمی ناشناخته تشکیل شده‌است.[۷][۸] جستجو برای یافتن این ذره با استفاده از وسایل گوناگون یکی از تلاشهای اصلی فیزیک ذرات بنیادی است.[۹]

اگرچه وجود مادهٔ تاریک به طور عمومی توسط جامعه علمی مورد پذیرش قرار گرفته است، اما نظریه‌های جایگزینی نیز برای گرانش ارائه شده‌اند. مثلاً می‌توان به دینامیک نیوتونی اصلاح‌شده (مخفف انگلیسی: MOND) و یا گرانش تانسور-بردار-اسکالر (مخفف انگلیسی: TeVeS) اشاره نمود که سعی در توضیح این مشاهدات غیرمعمولی بدون نیاز به معرفی جرم اضافی را دارند.

محتویات

    ۱ مرور کلی
    ۲ مادهٔ تاریک باریونی و غیرباریونی
    ۳ شواهد تجربی
    ۴ جستارهای وابسته
    ۵ منابع

مرور کلی
توزیع تخمینی ماده و انرژی در جهان، امروزه (بالا) و زمانی که تابش زمینه کیهانی منتشر شد (پایین)

وجود مادهٔ تاریک از آثار گرانشی آن بر روی ماده مرئی و همگرایی گرانشی تابش پس‌زمینه نتیجه‌گیری می‌شود و فرضیه آن نخستین بار به این منظور مطرح شد که اختلاف میان محاسبات جرم کهکشان‌ها و کل جهان از دو روش استفاده از دینامیک و نسبیت عام و یا از طریق جرم مواد روشنی (ستاره‌ها و گاز و غبار میان‌ستاره‌ای و ماده میان‌کهکشانی) که این اجرام در بر دارند را توضیح دهد.[۱]

پذیرفته‌شده‌ترین توضیح برای این پدیده این است که مادهٔ تاریک وجود دارد و به احتمال زیاد[۷] از ذرات سنگین با برهم‌کنش ضعیفی تشکیل شده‌اند که تنها از طریق گرانش و نیروی هسته‌ای ضعیف برهمکنش دارند. توضیحات جایگزین دیگری نیز پیشنهاد شده‌اند که هنوز شواهد تجربی کافی برای اطمینان یافتن از اینکه کدام نظریه درست است، در دست نیست. آزمایشهای بسیاری در راه هستند برای اینکه بتوانند ذرات مادهٔ تاریک را توسط روشهای غیر گرانشی آشکارسازی کنند.[۹]

بنا بر مشاهدات ساختارهای بزرگ‌تر از سامانه‌های ستاره‌ای و همچنین مدل ریاضی کیهان‌شناسی مه‌بانگ با معادلات فریدمان و متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر، مادهٔ تاریک ۲۶٫۸٪ کل محتوای جرم-انرژی جهان قابل مشاهده را تشکیل می‌دهد. در مقایسه، ماده معمولی (باریونی) تنها ۴٫۹٪ از این محتوای جرم-انرژی را تشکیل می‌دهد و باقی آن نیز از انرژی تاریک تشکیل شده‌است.[۳] از این ارقام چنین نتیجه می‌شود که در کل ماده ۳۱٫۷٪ از کل محتوای جرم-انرژی در جهان را تشکیل دده است و ۸۴٫۵٪ از ماده موجود نیز، مادهٔ تاریک است.[۴]

مادهٔ تاریک نقشی محوری در مدلسازی به‌روز تشکیل ساختارهای کیهانی و شکل‌گیری و تکامل کهکشان‌ها بازی می‌کند و تاثیرات قابل اندازه‌گیری نیز بر روی ناهمسانگردی‌های مشاهده‌شده در تابش زمینه کیهانی دارد. همه این ردیف شواهد حاکی از آنند که جهان به عنوان یک کل حاوی میزان ماده‌ای بسیار فراتر از مقداری از ماده است که با امواج الکترومغناطیسی برهمکنش دارد.[۱۰]
مادهٔ تاریک باریونی و غیرباریونی
پرونده:Fermi Observations of Dwarf Galaxies Provide New Insights on Dark Matter.ogvپخش رسانه
مشاهدات تلسکوپ فضایی پرتو گامای فرمی از کهشان‌های کوتوله بینش‌های جدیدی در مورد مادهٔ تاریک ارائه می‌کند.

سه ردیف مستقل از شواهد گواهی می‌دهند که بیشتر مادهٔ تاریک از باریون (ماده معمولی شامل پروتونها و نوترونها) تشکیل نشده‌است:

    نظریه هسته‌زایی مه‌بانگ که با دقت بالا فراوانی عنصرهای شیمیایی مشاهده‌شده را پیش‌بینی می‌کند،[۱۱]نتیجه می‌گیرد که ماده باریونی تنها ۴-۵ درصد از چگالی بحرانی جهان را تشکیل می‌دهد. از سوی دیگر، شواهدی از ساختار بزرگ-مقیاس و دیگر مشاهدات دلالت بر آن دارند که کل چگالی ماده باید بیشتر از این باشد.
    جستجوهای نجومی بزرگ برای ریزهمگرایی گرانشی، از جمله پروژه‌های MACHO، EROS و OGLE نشان داده‌اند که تنها کسر کوچکی از مادهٔ تاریک در کهکشان راه شیری ممکن است در اجسام فشرده تاریک (مانند سیاهچاله‌ها و ستاره‌های نوترونی) نهفته باشند
    تحلیل دقیق بی‌قاعدگی‌های(ناهمسانگردی‌ها) مشاهده‌شده در تابش زمینه کیهانی توسط دبلیومپ و ماهواره پلانک نشان می‌دهد که در حدود پنج-ششم از کل ماده جهان در شکلی است که برهمکنش قابل توجهی با ماده معمولی و فوتون‌ها ندارد.

بخش کوچکی از مادهٔ تاریک ممکن است مادهٔ تاریک باریونی باشد: اجسام نجومی مانند اجسام هاله‌ای پرجرم فشرده، که از ماده معمولی تشکیل شده‌اند اما تابش الکترومغناطیسی آنها هیچ و یا ناچیز است. با مطالعه هسته‌زایی در مه‌بانگ می‌توان حد بالایی برای میزان ماده باریونی موجود درجهان تعیین نمود[۱۲] که نتیجه می‌دهد، بیشتر مادهٔ تاریک موجود در جهان نمی‌تواند از باریون تشکیل شده باشد و در نتیجه تشکیل اتم نمی‌دهد. همچنین نمی‌تواند از طریق نیروهای الکترومغناطیسی با ماده معمولی برهمکنشی داشته باشد. ذرات مادهٔ تاریک هیچ بار الکتریکی ندارند.

دو فرضیه در مورد ذرات مادهٔ تاریک غیر باریونی عبارتند از ذرات فرضی مانند آکسیون‌ها و یا ذرات ابرتقارنی. نوترینوها به دلیل محدودیتهای ناشی از ساختار بزرگ مقیاس و کهکشانهای با انتقال به سرخ بالا، تنها می‌توانند بخش کوچکی از مادهٔ تاریک را تشکیل دهند. بر خلاف مادهٔ تاریک باریونی، مادهٔ تاریک غیرباریونی نقشی در شکل‌گیری عناصر شیمیایی در جهان اولیه(هسته‌زایی مه‌بانگ) نداشته‌است[۷] و به همین دلیل وجود آن تنها از طریق جاذبه گرانشی‌اش استنباط می‌گردد. علاوه بر این، اگر ذرات تشکیل دهنده‌اش ابرتقارنی باشند، این امکان وجود دارد که یکدیگر را نابود کنند و این نابود سازی احتمالاً به بروز عوارض قابل مشاهده‌ای همچون پرتو گاما و نوترینوها می‌انجامد(«آشکارسازی غیرمستقیم»).[۱۳]

مادهٔ تاریک غیرباریونی بر پایه جرم ذرات فرضی تشکیل دهنده‌اش و یا پراکندگی سرعت این ذرات طبقه‌بندی می‌شوند. سه فرضیه برجسته در مورد مادهٔ تاریک غیر باریونی به نامهای مادهٔ تاریک سرد (CDM)، مادهٔ تاریک گرم (WDM) و مادهٔ تاریک داغ(HDM) وجود دارند. برخی از حالات ترکیبی از حالتهای فوق نیز امکانپذیر هستند. مدل مادهٔ تاریک غیرباریونی که بیش از همه مورد بحث و بررسی گسترده قرار گرفته، بر پایه فرضیه مادهٔ تاریک سرد بنا شده‌است و بنا بر پندار عمومی ذره متناظر با آن یک ذره سنگین با برهم‌کنش ضعیف (WIMP) است. مادهٔ تاریک داغ ممکن است شامل نوترینوهای سنگین باشد اما مشاهدات دلالت بر ان دارند که تنها کسر کوچکی از مادهٔ تاریک ممکن است داغ باشد. مادهٔ تاریک سرد منجر به شکل گیری «پایین به بالا» ی ساختار در جهان می‌شود، در حالیکه مادهٔ تاریک داغ منجر به تشکیل ساختار «بالا به پایین» می‌شود. از اواخر دهه ۱۹۹۰ مادهٔ تاریک داغ توسط مشاهدات انتقال به سرخ بالای کهکشان‌ها مانند میدان فراژرف هابل، مردود شده‌است.[۹]
شواهد تجربی
پرونده:Artist’s impression of the expected dark matter distribution around the Milky Way.ogvپخش رسانه
این برداشت هنری چگونگی توزیع مورد انتظار مادهٔ تاریک در جهان را به شکل هاله‌ای آبی رنگ نمایش می‌دهد که کهکشانها را در بر می‌گیرد.[۱۴]

نخستین فردی که اقدام به تفسیر مشاهدات تجربی و نتیجه‌گیری در مورد وجود مادهٔ تاریک پرداخت، اخترشناسی هلندی به نام یان اورت بود که از پیشگامان اخترشناسی رادیویی بود و فرضیه‌اش را در سال ۱۹۳۲ مطرح نمود.[۱۵] اورت مشغول مطالعه حرکات ستارگان در منطقه کهکشانی محلی بود که دریافت که جرم در صفحه کهکشانی می‌بایست بیشتر از آنچه قابل دیدن است، باشد. اما بعدها مشخص گشت که این اندازه‌گیری اشتباه بوده است.[۱۶] در سال ۱۹۳۳، فریتز زوئیکی، اخترفیزیکدان سوییسی که ضمن کار در مؤسسه فناوری کالیفرنیا، گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی را مطالعه می‌نمود، نتیجه‌گیری مشابهی نمود.[۱۷][۱۸] زوئیکی قضیه ویریال را در مورد خوشه کهکشانی گیسو (Coma) به‌کاربرد و شواهدی مبنی بر جرم گمشده به‌دست‌آورد. زوئیکی جرم کل خوشه را بر اساس نحوه حرکت کهکشانها در نزدیکی لبه‌های آن تخمین زد و این تخمین را با تخمین دیگری بر پایه تعداد کهکشانها و درخشش خوشه مقایسه نمود. او متوجه شد که جرمی در حدود ۴۰۰ برابر بیشتر از آنچه دیده‌می‌شود وجود دارد. گرانش کهکشان‌های قابل رویت در این خوشه بسیار کوچکتر از آن است که چنین مدارهای پرسرعتی بوجود آیند، بنابراین نیاز به چیزی اضافه بود. ایم مسئله به عنوان مسئله جرم گمشده شناخته می‌شود. بر پایه این نتایج زوئیکی چنین استنباط نمود که می‌بایست شکلی نامرئی از ماده وجود داشته‌باشد که که جرم و گرانش کافی برای بهم پیوسته نگه‌داشتن خوشه را فراهم کند.

بیشتر شواهد مربوط به مادهٔ تاریک از مطالعه حرکت کهکشان‌ها حاصل شده‌است. بسیاری از این حرکتها به نظر می‌آید که نسبتاً یکنواخت هستند، بنابراین طبق قضیه ویریال، انرژی جنبشی کل باید نصف انرژی پیوند گرانشی کهکشان‌ها باشد. هرچندکه از نظر تجربی انرژی جنبشی مشاهده‌شده بسیار بیشتر است: به بیان دقیقتر، اگر فرض کنیم که جرم گرانشی موجود تنها ناشی از ماده مرئی موجود در کهکشانهاست، ستارگانی که از مرکز کهکشان دور هستند سرعتهایی به مراتب بالاتر از آنچه قضیه ویریال پیش‌بینی می‌کند، دارند. نمودارهای منحنی چرخش کهکشانی که سرعت چرخش بر اساس فاصله را نمایش می‌دهند، با استفاده از ماده قابل رویت به تنهایی قابل توضیح نیستند. این پندار که ماده قابل رویت تنها بخش کوچکی از خوشه را تشکیل بدهد، سرراست‌ترین راه توضیح این مسئله است. نشانه‌ها بیانگر آن است که کهکشانها عمدتاً از یک هاله تقریباً کروی از مادهٔ تاریک با تمرکز بیشتر در مرکز آن تشکیل شده‌اند و ماده قابل رویت مانند یک دیسک در مرکز آن قرار دارد. کهکشان‌های کوتوله با درخشش سطحی کم، منابع اطلاعاتی مهمی برای مطالعه مادهٔ تاریک به‌شمار می‌روند، زیرا در این کهکشانها نسبت ماده مرئی به مادهٔ تاریک به طور غیرمعمولی پایین است و ستارگان پرنور کمی در مرکز آنها قراردارند که اگر چنین نبود مشاهدات منحنی چرخش ستارگان بیرونی با مشکل مواجه می‌شد.

مشاهدات همگرایی گرانشی خوشه‌های کهکشانی امکان تخمین مستقیم جرم بر پایه تاثیر آن بر نور کهکشانهای پس زمینه، فراهم می‌کند. توده‌های عظیم ماده (تاریک یا معمولی) از طریق گرانش موجب خمش نور می‌شوند. در خوشه‌هایی مانند آبل ۱۶۸۹، مشاهدات همگرایی تایید می‌کنند که میزان ماده موجود به میزان قابل توجهی بیشتر از آن مقداری است که از نور این کهکشان‌ها استنباط می‌شود. در خوشه گلوله، مشاهدات همگرایی بیانگر آن‌اند که بیشتر جرمی که موجب همگرایی می‌شود از جرم باریونی منتشر کننده پرتو ایکس، مجزاست. در ژوئیه ۲۰۱۲ از مشاهدات همگرایی در کشف یک رشته مادهٔ تاریک بین دوخوشه کهکشانی استفاده شد که توسط شبیه‌سازی‌های کیهانی پیش‌بینی شده‌بود.