مفاهیم نجومی

در این تاپیک سعی می شود از تمام موضوعات نجومی توضیح کوتاهی داده شود و استفاده از مطالب با ذکر لینک

ازاد است

انالما
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
در عکاسی نجومی یکی از دشوارترین روش ها برای عکس برداری ودر عین حال لذت بخش ترین ان آنالما است.انالما درواقع حرکت جسم را طول زمان نشان می دهد وبوسیله ان می شود بسیاری از موضوعات را تشریح کرد .برای ثبت انالما باید درهرروزودرساعتی معین ازموضوع عکس گرفت وتمام این تصاویررا با هم ترکیب کرد تا انالما تشکیل شود.یکی از دردسترس ترین موضوع برای این کار خورشید است ومعمولا انالما را با ان می شناسند ولی درحقیقت ازهرجسمی می توان انالما داشت.

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

همانطورکه می بینید بعدازتشکیل تصویرکلی شکل 8 مانندی بدست می اید که بسیارجالب خواهد بود.این نوع حرکت ترکیبی از حرکت عمودی و افقی خورشید درطول سال است.
علت ایجاد انالما:
دو علت اساسی برای وقوع این پدیده وجود دارد:
1. زاویه 23.5 درجه دایره البروج از استوای سماوی
2. بیضوی بودن مدار زمین
تمایل زاویه 23.5 درجه دایره البروج باعث بالا و پائین رفتن خورشید می شود.حال فرض می کنیم این زاویه وجود نداشته باشد
در نتیجه خورشید در طول سال در دایره البروج باقی می ماند که چون با استوا زاویه ندارد همان استوا را دور می زند .
اما بیضوی بودن مدار زمین که خود باعث متغیر بودن سرعت ان درمدار می شود یک اختلاف زمان بین زمان خورشیدی وزمان واقعی می شود.این اختلاف زمانی (equation of time) در زمانهای مختلف از سال متغیر بوده و به همین دلیل یک حالت رفت وبرگشت در خورشید ایجاد می کند.
درنتیجه درزمانی از سال خورشید در ساعت معینی کمی ان طرف تر از مکان قابل انتظار قرارمیگیرد .
برای توضیح بیشتر فرض کنید زمین در مداری دایره ای خورشید را دور می زند.بعد از یک روز ناظر زمینی برای هم خط شدن دوباره با خورشید باید کمی از 360 درجه (به اندازه جدایی زاویه ای زمین در مدار )بیشتر بچرخد.
درهر کجای این مدار دایره ای فرضی که باشید این مقدارجدایی زاویه ای تغییری نمی کند .چون سرعت دراین مدار ثابت است .و اگر در این وضعیت از خورشید انالما گرفته شود تنها خطی عمودی ازحرکت بالا وپائین خورشید ثبت می شود.
اما در حالت واقعی چون مدار زمین بیضویی است سرعت در مدار تغییرمی کند ومثلا در زمانی که زمین به خورشید نزدیک می شود سرعت بیشتراست و بلعکس .
پس در نتیجه مقدارجدایی زاویه ای نیز تغییر می کندو در زمانی بیشتر از مقداری که درمداردایره ای بود می شود و بلعکس.درحضیض مداری زمین این اختلاف زمانی بیشتر ودراوج کمتر است.ودر نتیجه در حضیض مداری خورشید عقب می افتد ودر اوج جلو تر.
همانطورکه در تصویر بالا می بینیدزمانی که مقداراختلاف زمانی صفر می شود زمین در نقطه ای از مدار خود است که سرعت با مدار دایره ای فرضی برابر است.
برای محاسبه مقداراختلاف زمانی رابطه ای وجود دارد که در زیل امده است :


[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

MASER چيست؟


Maser مخفف Micro wave Amplified Stimulated Emission of Radiation است.

اين پديده يكي از چشمه هاي نوري است كه توليد آن به دماي جسم بستگي ندارد(Non Thermal radiation)سيستم ماسرها به مانند ليزر است. ماسرها در ناحيه بسيار فشرده در ميان سحابيها (كه معمولاً از ملكولهاي تشكيل شده اند) رخ مي دهد. فضاي ميان ستاره اي شامل گونه هاي كمي از ملكولها مانند: H2,OH,H2o,CH3,OH,Sio مي شود.

بخاطر پراكندگي اين ملكولها، خطوط طيف نشري آنها بسيار ضعيف و شناسايي آنها بسيار سخت است اما با استفاده از پديده ماسر مي توان حتي در كهكشانهاي ديگر هم آنها را شناسايي كرد.

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
در حالت عادي ماسرها درحالت هاي زير اتفاق مي افتد:

1- وقتي ابر ملكولي درمقابل يك چشمه موج الكترومغناطيسي قرار گيرد. ( مانند زماني كه يك ستاره جوان پر نور در پشت آن قرار گيرد.)

2- وقتي ابرهاي بزرگ H2(GMC)با آنها برخورد كند.

ماسر زماني رخ مي دهد كه ملكولهاي يك ابر ملكولي درحالت برانگيخته باشند( تفاوت ليزر وماسر درهمين جا است چون در ليزرها اتم گازي در حالت برانگيخته شده است)

ملكول برانگيخته مي شود و مي خواهد به حالت پايه برگردد به همين منظور همان مقدار انرژِي را كه گرفته بصورت نورپس ميدهد.اين موج الكترومغناطيس كه ازبين ملكولهاي برانگيخته ديگرعبورمي كند ، اولاً سرعت برگشتن به حالت پايه ملكولهاي ديگر را افزايش مي دهد، دوماً با موج الكترومغناطيس ديگر ملكولها هم فاز بوده بنابراين تداخل سازنده خواهند داشت ودامنه موجي كه ازسحابي بيرون بيايد چند برابر مي شود. به همين ترتيب شدت تابش موج الكترومغناطيس افزايش مي يابد.

ازاين سيستم در آنتن هاي راديويي براي تقويت امواج دريافت شده استفاده مي شود.

براي درك بيشتر موضوع به تصوير روبرو كه مربوط به ليزر است توجه كنيد.

در اينجا پرتويي با (E=hf) انرژي هم اندازه با انرژي بين دو تراز با اتم برخورد مي كند ( اختلاف انرژي = (-ER/n2 ^2)-(-ER/n2 ^2)) اين انرژي با انرژي موج به فركانس f برابر است موج القايي با موج حاصل از اتم هم انرژي هم بسامد وهم فاز است بنابراين با هم تداخل سازنده خواهند داشت. ( در ماسرها هم همينطور است) .

توضيح فرمول ها

h=4.14*10^(-15) الكترون ولت


ثابت پلانگ الكترون ولت ER=13.6 ثابت ريد برگ


منبع :گروه نابغه ها [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

سلام دوستان
می شه درمورد فرمولهای نجوم کره ای مطلب بزارید
ممنونم
موفق باشید

ماه گرفتگی:
ماه گرفتگی زمانی اتفاق می افتد که ماه در حالت بدر بوده و در مدار مورب خود از سایه زمین رد شود.ماه گرفتگی نسبت به خورشید گرفتگی بدون در نظر گرفتن زیبایی ان آسان تر دیده می شود.من در اینجا سعی می کنم نحوه وقوع خسوف و انواع مختلف ان را توضیح دهم.
یک خسوف نسبت به کسوف بر حسب ان چیزی که اتفاق می افتد و ما می بینیم بسیار متفاوت است و این به دلیل نقطه دید متفاوت ما است:در خورشید گرفتگی , ما در مکانی بخصوص در سایه ماه قرار داریم و تاثیر سایه ماه را در ان نقطه خواهیم دید. اما در ماه گرفتگی ما شاهد فرو رفتن ماه در سایه زمین هستیم.
به همین دلیل انواع ماه گرفتگی مشابه انواع خورشید گرفتگی نیست.با توجه به شکل و اینکه سایه زمین بزرگتر از سایه ماه است در نتیجه کل ماه به راحتی در سایه زمین قرار می گیرد.

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

(اندازه ها در شکل اغراق آمیز است و سایه زمین نمی تواند قسمت زیادی از مدار ماه را بپوشاند.)
سایه زمین به دو بخش تقسیم می شود:
• نیم سایه:
در خسوف نور خورشید به طور کامل بوسیله زمین مسدود نمی شود, و ناظر روی ماه که در نیم سایه زمین قرار دارد شاهد خواهد بود که قسمتی از خورشید پوشیده خواهد شد و این همان خورشید گرفتگی جزئی است که آنها می بینند.از زمین وقتی که ماه از داخل نیم سایه رد می شود شاهد تار شدن ان به دلیل کاهش نور خواهیم بود و عملا دیدن تاثیر ان بر ماه به سختی قابل دید است.
• سایه:
نور خورشید کاملا پوشیده می شود و خورشید گرفتگی کلی در ماه اتفاق می افتد و ما در زمین خواهیم دید که ماه تاریک شده , اما به رنگ قرمز تیره در می اید و این از نوری است که توسط اتمسفر زمین پراکنده می شود.

در روی زمین نیم سایه و سایه دو دایره هم مرکز اند که ماه از داخل آنها رد می شود و انواع ماه گرفتگی که دیده می شود بستگی به فاصله ماه از مرکز سایه دارد.همانطور که در اینجا نشان داده شده:

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]



[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]


ماه در نیم سایه(گرفت نیم سایه ای):

در خسوف نیم سایه ای, ماه وارد نیم سایه زمین می شود.نور اندکی توسط زمین مسدود شده و ماه تار می گردد.
به طور کلی خسوف نیم سایه ای می تواند یک نیم سایه ای جزئی (قسمتی از ماه در نیم سایه و بعقیه بیرون از نیم سایه) یا نیم سایه ای کلی (تمام ماه فقط در نیم سایه ) باشد, هرچند بیشتر خسوف های نیم سایه ای از نوع جزئی هستند. نظر به اینکه نیم سایه زمین هم اندازه پهنای ماه است. بنا براین بسیار نادر خواهد بود که ماه فقط در نیم سایه قرار بگیرد بدون اینکه وارد سایه شود یا از نیم سایه خارج شود.اگر چه گاهی – حدودا 1.2% از خسوف ها --- نیم سایه ای کلی است
بیشتر خسوف های نیم سایه ای چندان جالب نیستند و ماه بسیار کم روشنایی خود را از دست می دهد مگر در مواردی بخصوص.


[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]


ماه گرفتگی جزئی:

در ماه گرفتگی جزئی قسمتی از ماه در سایه زمین قرار می گیرد و قسمتی در نیم سایه.از زمین ما شاهد خواهیم بود که ماه اندکی در سایه است و نه کاملا.
در مراحل آخر خسوف جزئی وقتی ماه تاریک می شود رنگ قرمز تیره در قسمت سایه دار ماه دیده خواهد شد.


[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]


ماه گرفتگی کامل:

خسوف کلی زمانی است که کاملا ماه در سایه زمین قرار بگیرد .ماه از داخل سایه زمین می گذرد و هیچ نور مستقیمی از خورشید به آن نمیرسد.گر چه اتمسفر زمین در همان زمان نور را می شکند – یا خم می کند- و ماه را با رنگ قرمز تیره روشن می کند. بسته به حالت اتمسفر زمین رنگ ماه به حالت های سیاه گون , قرمز اجری , مسی و یا حتی نارنجی در می آید.
درست مثل کسوف فاصله ماه و زمین که بستگی به مکان ماه در مدار ش دارد بر سایه و ماه گرفتگی اثر می کند.هر چند با اندازه بزرگ زمین تنها اثر ان در سایه تغییر اندازه ان است ولی تاثیری بر خسوف ندارد مگر اینکه مدت زمان گذر ماه از سایه را تغییر می دهد.

كسوف چيست؟
گرفتگي كامل خورشيد را بايد يكي از منظره‌هاي زيبا و در عين حال ترسناك طبيعت دانست. تنها موقعي مي‌توان اين پديده را ديد كه عوامل زيادي با هم انطباق پيدا كنند. خورشيد كره فروزان بسيار بزرگي است با قطري در حدود 109 برابر قطر زمين كه در فاصله 150 ميليون كيلومتري زمين واقع شده است. ماه فقط يك چهارم اندازه زمين را دارد. ولي 400 بار نزديكتر از خورشيد به زمين است. البته بديهي است كه اجسام را از فاصله‌هاي دورتر كوچكتر مي‌بينيم. اختلاف فاصله‌هاي ماه و خورشيد نيز سبب مي‌شود تا اندازه‌هايشان با هم برابري كنند. از اين رو ، آن دو در آسمان تقريبا به يك اندازه ديده مي‌شوند.

تاريخچه

در طول تاريخ ، اين پديده همواره مورد توجه اقوام و ملل مختلف بوده است. اغلب تمدن‌هاي كهن خورشيد گرفتگي را پديده‌اي شوم مي‌پنداشتند و درباره آن اعتقادات خرافي داشتند. چيني‌ها عقيده داشتند كه هنگام خورشيد گرفتگي اژدهايي خورشيد را مي‌بلعد. در بسياري از فرهنگ‌ها خورشيد گرفتگي بلايي آسماني پنداشته مي‌شده است. مردم هند در خلال گرفتگي خود را تا گردن در آب فرو مي‌كردند و اعتقاد داشتند كه با اين كار به خورشيد و ماه كمك مي‌كنند تا در برابر اژدها از خود دفاع كنند.

خورشيد گرفتگي از ديدگاه علمي

اندازه ظاهري خورشيد و ماه از زمين با هم برابر است. علت اين امر آن است كه فاصله اين دو جسم از كره ما متفاوت است. در نتيجه در زمانهايي كه ماه مسقيما از جلوي خورشيد عبور مي‌كند قرص خورشيد در پس آن پنهان مي‌شود. شرط لازم و كافي براي وقوع پيوستن كسوف آن است كه زمين ، خورشيد و ماه در يك خط يا تقريبا يك خط راست قرار بگيرند، به طوري كه سايه ماه بر بخشي از زمين بيافتد كل اين سايه از دو قسمت نيم سايه كه در قسمت بيروني است نيمه دروني كه تاريك و سياه است تشكيل شده است.

در محدوده نيم سايه ماه تنها قسمتي از خورشيد را پوشانده است كه به آن خورشيد گرفتگي جزيي مي‌گويند. در خلال گرفت بر اثر حركت ماه و چرخش زمين سايه ماه ، زمين را از غرب به شرق طي مي‌كند به اين سير حركتي سير گرفتگي كلي مي‌گويند. هر كسي كه در اين مسير باشد خورشيد را در حالت گرفت كلي خواهد ديد اين مسير در بيشترين حالت به 320 كيلومتر مي‌رسد و حدود نيم در صد سطح زمين را مي‌پوشاند. معمولا هر 1.5 سال خورشد گرفتگي كلي روي مي‌دهد اما ما در طول عمرمان شايد يك بار شانس تماشا اين پديده را داشته باشيم.

كسوف تنها براي زمين

تصادف شگفت‌آوري است كه اندازه ظاهري قمر زمين ، يعني ماه ، به اندازه ظاهري خورشيد برابر است. گرچه خورشيد 400 بار دورتر از ماه است اما 400 بار هم بزرگتر از آن است. قطر بسيار بزرگ خورشيد ، در اثر مشاهده از اين فاصله زياد ، كاملا كوچك ديده مي‌شود. اگر اين پديده جالب توجه وجود نداشت‌، نمي‌توانستيم اطلاعات بيشتري در مورد جو بيروني خورشيد به دست مي‌آوريم. به جز زمين ، در هيچ يك از سيارات منظومه شمسي پديده گرفتگي خورشيد روي نمي‌دهد.

علل كسوف

حدود 30 روز طول مي‌كشد تا ماه يك بار زمين را دور بزند. دو يا سه بار در هر سال ، ماه در مسير خود ، مستقيما از فاصله بيان زمين و خورشيد مي‌گذرد. در اين هنگام گرفت خورشيد رخ مي‌دهد. قرص تاريك ماه براي مدت كوتاهي همه خورشيد يا بخشي از آنرا مي‌پوشاند.

چرا هرگاه ماه از ميان زمين و خورشيد مي‌گذرد اين پديده اتفاق نمي‌افتد؟

دليل اين امر اينست كه مدار ماه و زمين با هم زاويه دارد و در بسياري از حالات ماه از بالا يا پايين قرص خورشيد مي‌گذرد. مدار زمين و ماه در دو نقطه به هم بر خورد مي‌كنند كه به اين دو نقطه گره‌هاي مداري مي‌گويند و ماه هر گاه در اين گره با زمين و خورشيد در يك خط قرار بگيرد خورشيد گرفتگي صورت مي‌گيرد.

انواع كسوف

كسوف كامل :

در اين حالت ماه در نزديك‌ترين فاصله خود به زمين قرار دارد و در يك خط راست نيز قرار دارند. در اين حالت كل قرص خورشيد در پشت ماه پنهان مي‌شود. سايه ماه فقط چند كيلومتر از سطح زمين را در بر مي‌گيرد و به موازات حركت ماه در مدار خود ، يك مسير طولاني منحني شكل در روي زمين مي‌پيمايد. تنها كساني مي‌توانند گرفتگي خورشيد را ببينند كه در جايي از اين مسير باريك و طولاني واقع باشند.

در هر نقطه ، مدت گرفتگي كامل ، بيشتر از دو تا پنج دقيقه طول نمي‌كشد. هر چه گرفتگي كامل نزديكتر مي‌شود، آسمان تاريك‌تر مي‌شود. و ستارگان بيشتري پديدار مي‌شوند. هنگامي كه قرص خورشيد كاملا پوشانده مي‌شود. هاله سفيد رنگ درخشاني در اطراف ماه مي‌درخشد. اين همان تاج است كه به صورت هاله‌اي از گازهاي رقيق و داغ از خورشيد جريان دارند. در كنار قرص سياه ماه ، حلقه باريك و سرخرنگي از گازهاي خورشيد به چشم مي‌خورد كه فام سپهر نام دارد.

كسوف جزئي :

ساعتي پيش از آغاز گرفتگي كامل ، ماه شروع به پوشاندن بخشي از خورشيد مي‌كند. در اين مرحله گرفتگي صرفا حالت جزئي دارد. در نواحي وسيعي در هر دو سوي مسير گرفتگي ، تنها گرفتگي جزئي قابل روئيت است. در بر خي گرفتگي‌ها فقط نيم سايه با زمين در تماس است و تمام سايه از افراز قطبين مي گذرد. طبعا اين نوع خورشيد گرفتگي در قطبين صورت مي‌گيرد.

كسوف حلقه‌اي :

فاصله خورشيد تا زمين و نيز فاصله تا ماه ثابت نيست. اين فاصله‌ها اندكي تغيير مي‌كنند. هنگامي كه زمين از حالت عادي خورشيد نزديكتر و از ماه دورتر است. اندازه ظاهري ماه كوچكتر از اندازه ظاهري خورشيد مي‌شود. اگر در اين مواقع گرفتگي رخ دهد، ماه نمي‌تواند قرص خورشيد را به طور كامل بپوشاند. در نتيجه حلقه درخشاني از نور خورشيد دور تا دور ماه را فرا مي‌گيرد. اين حالت را گرفت حلقه‌اي مي‌نامند. در گرفت حلقه‌اي ، آسمان همچنان روشن است و تاج خورشيدي نيز ديده نمي‌شود. به اين دليل ، ارزش علمي گرفت حلقه‌اي كم است.

ثبت كسوف

مردم در زمانهاي قديم از گرفتگي خورشيد مي‌ترسيدند. آنها علت گرفتگي را نمي‌دانستند و خيال مي‌كردند كه ممكن است خورشيد براي هميشه ناپديد شود. امروزه گرفتگي كامل ، براي اخترشناسان فرصت گرانبهايي است تا بخشهاي كم نورتر تاج و نيز لايه فام سپهر را مطالعه كنند. مدتها پيش از آنكه گرفتگي رخ دهد. برنامه ريزي دقيقي صورت مي‌گيرد، تا چندين هيئت در مسير گرفت مستقر شوند.

اخترشناسان تلاش مي‌كنند تا محلهايي را انتخاب كنند كه در مدت كوتاهي ، گرفتگي ابري نباشد. طي چند دقيقه قابل استفاده ، دوربينها و دستگاه ها ، همزمان به عكسبرداري و آزمايشهاي مختلف مشغول مي‌شوند. حتي برخي از گروههاي پژوهشگر در حالي كه دستگاهها را در هواپيما جاي مي‌دهند. مطالعات خود را هنگام پرواز انجام مي‌دهند. آنها با اين روش مي توانند از مزاحمت ابرها به دور باشند و نيز با پرواز هواپيما ، مسير سايه ماه را دنبال كنند. از اين رو به مدت مشاهده گرفتگي چندين دقيقه افزوده مي‌شود.

اهميت علمي كسوف

ارزش علمي خورشيد گرفتگي به بررسي‌هايي است كه هنگام گرفتگي كلي مي‌توان انجام داد كه در مواقع ديگر عملا غير ممكن است. وقتي ماه قرص خورشيد را مي‌پوشاند لايه‌هاي خارجي جو خورشيد را مي‌توان رصد كرد. با پديدار شدن ستاره‌ها مي‌توان انحناي فضا - زمان را اندازه گيري كرد با محاسبه زمان تماس اول ماه با خورشيد مي‌توان به جزئياتي در حركت مداري ماه و زمين پي‌برد. مي‌توان ستارگان دنباله‌داري را كه در حضيض هستند را بررسي كرد. و ...

در قرن اخير مهمترين سنجش هاي خورشيد گرفتگي اندازه گيري مكان ستاره‌هاي قابل روئيت در اطراف خورشيد و تاييد تجربي نسبيت عام انيشتين است. نسبيت عام پايه كهكشان شناسي نوين است.


منبع : دانشنامه رشد

حفره سياه ( سياهچاله ) چيست؟
يك حفره سياه فضايي، جسمي است كه سرعت گريز آن بيشتر از سرعت نور باشد. سرعت گريز، به حداقل سرعتي گفته ميشود كه يك جسم بايد دارا باشد تا بتواند از جاذبه جسم ديگري بگريزد. براي گريز از نيروي جاذبه زمين، سرعت يك جسم بايد به بيش از 40،000 كيلومتر در ساعت برسد. اما براي گريز از حفرة سياه، سرعت جسم بايد به بيش از سرعت نور كه حدود 300،000 كيلومتر در ثانيه است برسد، يعني سرعت آن، بيش از يك ميليارد و هشتاد ميليون كيلومتر در ساعت باشد.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
براي رسيدن به چنين سرعتي، بطور طبيعي، يك مشكل وجود دارد، و آن اين است كه فقط نور چنين سرعتي دارد. چيزهايي كه مثل انسان و سفينة فضائي از ماده ساخته شده اند، حتي نمي توانند حدود آن سرعت را داشته باشند. به همين دليل، هيچ چيزي نمي تواند از حفره سياه بگريزد. اگر نور نتواند از حفره سياه بگريزد، اين بدين معني است كه ما قادر به ديدن آن نخواهيم بود و در نتيجه، نمي توانيم بفهميم كه چه چيزي در حفره سياه اتفاق ميافتد. در حقيقت عقايد ما در مورد حفرههاي سياه از تئوري كلي نسبيت آلبرت انيشتين منشاء ميگيرد. براي دانشمندان مسلم است كه داخل يك حفره سياه فعل و انفعالات فيزيكي ناشناخته زيادي انجام ميگيرد.

حفرههاي سياه بازمانده از ستارگان عظيمي هستند كه سوختشان به اتمام رسيده و به اصطلاح مرده اند. البته، فقط ستارگاني كه حجم آنها بيش از سه برابر خورشيد خودمان است، حفرههاي سياه بوجود ميآورند. بعضي از اين ستارگان عظيم، منفجر شده و بصورت يك "سوپر نوا"ي درخشان در ميآيند. بعضي سوپر نواها، بطور كامل منفجر شده و چيزي از خود باقي نمي گذارند. اما بعضي ديگر در مركز خودشان فرو ميريزند و همه مواد در آنها با هم محكم برخورد كرده و به هم مي چسبند. بستگي به اينكه مركز آنها چقدر عظيم و حجيم باشد، سوپر نواها تبديل به نوترون شده و يا تبديل به حفرههاي سياه ميشوند.

به اين خاطر كه ما نميتوانيم خود حفرههاي سياه را ببينيم، ممكن است فكر كنيم كه پيدا كردن آنها غير ممكن است. اما به كمك فنآوريهاي ستاره شناسي، اولين آنها در سال 1972 ميلادي كشف شد. نام اين حفره Cyghus x-1 و متعلق به كهكشان راه شيري است. با وجود اينكه خود حفرههاي سياه ديده نميشوند، اما تاثير قوة جاذبه عظيم آنها بر ستارههاي نزديكشان را ميتوان بررسي كرد. هميشه يك ستاره، با سوپر نوا جفت ميشود و گازهاي حاصل از آن ستاره بصورت مارپيچ به داخل سوپر نوا بلعيده ميشوند. حركت مارپيچي گازها، تصوير يك حفره سياه را در مركز سوپر نوا بوجود ميآورد و بدين جهت است كه آن را حفره سياه مينامند.


منبع : [ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ] & mollasadra

اجرام آسمانی
مقدمه
فضا از کهکشانها ، منظومه‌ها ، ستارگان ، سیارات و بسیاری اجرام آسمانی دیگر انباشته شده است. عجایب و عظمت آنها به مراتب از تمامی دیگر پدیده‌های آفرینش بیشتر است. کهکشانها و ستارگان و بطور کلی پدیده‌های آسمانی انبوهی که عجیب و غریب می‌نماید وجود دارند، که پاره‌ای از آنها بوسیله دانشمندان شناسایی شده‌اند. مانند: کوتوله‌های سفید ، ستارگان نوترونی ، ستارگان هیپرونی ، کوازارها و دنباله دارها و سیاه چاله‌ها و ... .
در فضای قابل رویت برای ماده میلیاردها کهکشان جداگانه وجود دارد که بزرگترین آنها نظیر راه شیری و نزدیکترین کهکشان به نام اندرومدا یا به قول عبدالرحمن صوفی امراة المسلسله که فاصله آن از ما تقریبا 1.5 میلیون سال نوری و قطر زاویه‌ای ان 3.5 درجه و قطر خطی‌اش در حدود 100 هزار سال نوری است و دارای تقریبا یکصد میلیارد ستاره است. هر کهکشان مجموعه‌ای از میلیاردها ستاره است که بعضی از آنها از خورشید بزرگتر و بعضی دیگر بطور قابل توجهی کوچکترهستند.
سحابیها
در جهان علاوه بر ستاره‌ها مقادیر زیادی گرد و غبار و گاز وجود دارد که ما بین کهکشانها پراکنده گردیده است. یعنی چگالی گاز در فضای بین کهکشانها فقط برابر 20 اتم در هر اینچ مکعب است. سحابیها به علت نور ستارگان مجاور خود قابل رویت هستند. به کمک تلسکوپ به ساختمان و ویژگی آنها می‌توان پی برد. بعضی از سحابیها نیز تاریک بوده و مانع عبور نور ستارگانی که در پشت آنها قرار دارند می‌گردند.
سیارات
اجرام تقریبا کروی ، جامد و بزرگی هستند که به دور خورشید می‌گردند. بزرگترین آنها به نام مشتری است که جرمی معادل یک هزارم جرم خورشید را دارد. تا به حال سیستم سیاره‌ای نظیر آن چه به خورشید مربوط است، کشف نگردیده است. سیارات اجرام سماوی نسبتا سرد بوده و انعکاس نور خورشید باعث مرئی شدن آنها می‌گردد.
تشخیص سیارات از ستارگان در آسمان شب
سیارات با نور ناپایدار می‌درخشند، ولی نور ستارگان هم از لحاظ رنگ و هم از لحاظ روشنایی به سرعت تغییر می‌کند.
سیارات در آسمان حرکت کرده و محل آنها تغییر می‌کند، ولی ستارگان نسبت به هم دارا ی مکانهای تقریبا ثابتی هستند.
سیارات هنگام رصد با تلسکوپها بصورت قرص نورانی بزرگ دیده می‌شود، در صورتی که ستارگان بصورت نقاط روشن به نظر می‌رسند.
سیارات را می‌توان در نواحی باریکی از آسمان مشاهده کرد، ولی ستارگان را می‌توان در هر قسمتی از آسمان یافت.
سیارکها
سیاره‌های خرد ، اجرام جامد کوچکی هستند که به دور خورشید می‌چرخند و تفاوت آنها با سیارات در بزرگی آنها است. بزرگترین این سیارکهای خرد به نام سیرس می‌باشند، که قطرش برابر با 800 کیلومتر است. قطر اکثر آنها در حدود 3 کیلومتر می‌باشد. سیارکها نیز توسط انعکاس نور خورشید قابل رویت می‌باشند و آنها را بدون تلسکوپ نمی‌توان دید.
قمرها
قمرها اغلب از اجتماع و تمرکز دیسکهای غبار و گاز در پیرامون سیاره‌ها درست می‌شوند. شش سیاره از نه سیاره بزرگ هر کدام یک یا چند قمر دارند که به دور آنها می‌چرخند. تا به حال 45 قمر در منظومه شمسی کشف کردیده است.
ستارگان دنباله دار
ستارگان دنباله دار اجرام سماوی هستند که گه گاه ظاهر می‌شوند. هر ستاره دنباله دار از یک مسیر نورانی و دنباله طویلی تشکیل شده است. سر آن ممکن است به بزرگی خود خورشید و دم آن نیز در حدود چندین صد میلیون کیلومتر بوده باشد. هر ستاره دنباله دار با وجود اینکه صدها کیلومتر در ثانیه سرعت دارد برای یک چشم غیر مسطح همچون ما، بی حرکت به نظر می رسد. سرعت آنها را می‌توان از تغییر مکانش نسبت به ستارگان زمینه ثابت آسمان تعین کرد.
تا کنون نزدیک به هشتصد ستاره دنباله دار کشف و نامگذاری گردیده است. اکثر ستاره‌های دنباله دار از یک مدار بسته‌ای در حال حرکت هستند. چنین ستارگان دنباله دار اهمیت زیادی داشته و بعد از یک پریود به نزدیکی زمین آمده و مشاهده شده‌اند، که مشهورترین آنها ستاره دنباله‌دار هالی است. مدارهای ستارگان دنباله دار دیگر سهمی یا هذلولی است و به احتمال زیاد اینها فقط یک بار در مجاورت زمین ظاهر و رویت گردیده ، دور می‌زنند و سپس رفته و دیگر به نزدیکی زمین نمی‌گردند.
شهابوارها
اجسام جامد و ریز دیگری به اندازه ته سنجاق هستند، در فضا دیده می‌شوند. اکثرا گروهی از این شهابها به طرف زمین حرکت کرده و در جو آن به دام میدان مغناطیسی حاکم بر کره زمین می‌افتد. در اثر برخوردشان در فاصله 150 کیلومتری جو زمین و در اثر اصطکاک آن ، جسم سوخته و غبار آن به طرف زمین سقوط می‌کنند. نور حاصل شده از این برخورد را به نام شخانه می‌نامند. در واقع می‌شود اظهار کرد هر ساله چندین صد تن از غبار شخانه بر سطح زمین می‌نشینند. معمولا شهابها در فاصله 80 کیلومتری سطح زمین کاملا از بین می‌روند، ولی بعضی اوقات احتمال دارد که کاملا تحلیل نگردند و بصورت شهاب سنگ به سطح زمین برسند.
نامگذاری اجرام اعماق فضا
برخی اجرام غیر ستاره ای از جمله کهکشانها و سحابیها با عناوین رایجی نامیده می‌شوند، ولی برخی تنها با یک شماره مشخص می‌شوند. در سال 1774 شارل مسیه (1817 - 1730) فهرستی شامل 45 جرم آسمانی منتشر کرد و طی یک دهه بعد از آن به این تعداد افزود. نام هر یک از اجرام این فهرست متشکل از حرف ام (حرف اول مسیه) و یک عدد بدنبال این حرف است. نام بسیاری دیگر از اجرام آسمانی متشکل از ان. جی.سی و یک عدد است. این طرز نامگذاری در فهرستی که توسط ستاره شناس دانمارکی ، جان لودویک امیل دریر (1926 - 1852) ، منتشر شد، معرفی شده است. این فهرست ، فهرست عمومی نوین نامگذاری شده است.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]

انبساط جهان
نگاه اجمالی
جهان بزرگترین معمای اخترشناسی است. آیا جهان آغاز و پایانی دارد؟ اگر چنین است کی و چگونه؟ انسان همواره در برابر جهان و تخمین اندازه و سن آن ناتوان بوده است. اخترشناسی نوین ، بر مبنای یافته‌ها و تئوریهای جدید در پی حل این معما است. برای یافتن پاسخ سوالهایی که به کل جهان مربوط می‌شود، باید به دور دستها نظر افکند. باید جهان را چنان تجسم کرد که کهکشانها و خوشه‌ کهکشانها ، اجرام بسیار کوچکی به نظر رسند. آنگاه همانند ماکتی که از یک کارخانه یا شهر بزرگ می‌سازند، ماکت جهان را می‌توان ساخت.
تاریخچه
هنگامی که از اوایل قرن بیستم تلسکوپهای پرتوان به مشاهده آسمانها پرداختند، یافته‌های جدید ، انسان را در تجسم جهان تواناتر ساخت. ادوین هابل کشف کرد که همه کهکشانها در حال گریز از همدیگر هستند و جهان منبسط می‌شود. از انبساط جهان شاید بتوان به گذشته آن نیز پی برد.
انفجار بزرگ
میلیاردها سال پیش همه کهکشانها به هم نزدیکتر بوده‌اند. زمانی همه آنها با هم تماس داشته و پیش از آن دیگر کهکشان جداگانه‌ای وجود نداشته است. اگر باز هم به عقب برگردیم، جهان به صورت توده‌ای از گاز با چگالی و دمای بسیار بسیار زیاد بوده است. این گوی آتشین منفجر شده و جهان کنونی ما را پدید آورده است. اخترشناسان این نقطه آغاز را انفجار بزرگ می‌نامند.
تاریخ انفجار بزرگ
اساسا تعیین تاریخ انفجار بزرگ ساده است. این کار را می‌توان با ردیابی حرکت کهکشانهای زمانهای قبل انجام داد. برای مثال خوشه کهکشانهای صورت فلکی گیسو را در نظر می‌گیریم که 350 میلیون سال نوری با ما فاصله دارد. مطالعه طیف آن نشان می‌دهد که این خوشه با سرعت 7000 کیلومتر در ثانیه از کهکشان ما دور می‌شود. به عبارت دیگر فاصله آن در هر 43 سال ، یک سال نوری افزایش می‌یابد.
محاسبه کهکشانهای گیسو
پانزده هزار میلیون سال پیش ، خوشه کهکشانهای گیسو درست در بالای سر ما قرار داشته است. با انجام چنین محاسبه‌ای برای تمام خوشه‌های دیگر نیز به این عدد می‌رسیم. خوشه‌هایی که در فاصله بیشتری قرار دارند، با سرعت بیشتری می‌گریزند. پس اگر خوشه گیسو در فاصله 350 میلیون سال نوری با سرعت 7000 کیلومتر در ثانیه دور می‌شود، می‌توان گفت که به ازای هر یک میلیون سال نوری ، سرعت گریز 20 کیلومتر در ثانیه افزایش می‌یابد. مثلا خوشه‌ای که 100 میلیون سال نوری با ما فاصله دارد، با سرعت 2000 کیلومتر در ثانیه دور می‌شود. البته این رابطه در فاصله‌های دور دست اندکی تغییر می‌کند. زیرا سرعت هیچ جسمی نمی‌تواند بیشتر از سرعت نور باشد.
ثابت هابل
افزایش سرعت 20 کیلومتر در ثانیه به ازای هر یک میلیون سال نوری فاصله ، ثابت هابل نامیده می‌شود. اکنون تعیین دقیق ثابت هابل یکی از مهمترین وظیفه کیهان شناسان است. دانشمندان تلسکوپ بزرگی را طراحی کرده‌اند، که قرار است در سالهای آینده به فضا فرستاده شود. این تلسکوپ ، تلسکوپ هابل نامیده شده است که به مطالعه خوشه‌های کهکشانها خواهد پرداخت و طیف آنها را با دقت ثبت خواهد نمود. اخترشناسان امیدوارند که یافته‌های این تلسکوپ مقدار دقیق ثابت هابل را تعیین کند.

اصطلاحات نجومی
اصطلاحاتي كه بايد بدانيد مانند هر زمينه تخصصي ديگري، نجوم هم اصطلاحات مخصوص خودش را دارد. افراد تازه‌وارد به‌سرعت به‌عباراتي مانند «ثانيه قوس»، «قدر چهار» و «بُعد» برخورد مي‌كنند. اما نااميد نشويد، اين اصطلاح‌ها را به‌خوبي ياد مي‌گيريد. در اينجا مروري سريع بر مهمترين اصطلاحات نجومي و مفاهيم آنها كه شما به‌دانستن آنها نياز داريد، خواهيم داشت.

اصطلاحاتي كه بايد بدانيد:
مانند هر زمينه تخصصي ديگري، نجوم هم اصطلاحات مخصوص خودش را دارد. افراد تازه‌وارد به‌سرعت به‌عباراتي مانند «ثانيه قوس»، «قدر چهار» و «بُعد» برخورد مي‌كنند. اما نااميد نشويد، اين اصطلاح‌ها را به‌خوبي ياد مي‌گيريد. در اينجا مروري سريع بر مهمترين اصطلاحات نجومي و مفاهيم آنها كه شما به‌دانستن آنها نياز داريد، خواهيم داشت.

مقياس‌ها در آسمان

افراد مبتدي اغلب براي توصيف فواصل در اسمان دچار مشكل مي‌شوند. شما هم ممكن است در گفتگويي مانند اين گفتگو گرفتار شده باشيد:
«آن دو ستاره را مي‌بيني؟ همان دو ستاره كه تقريباً ۸ اينچ از هم فاصله دارند؟
بله، اما به‌نظر من ۶ فوت از هم فاصله دارند.»
شكلي كه اينجا وجود داشت اين بود كه فواصل را در آسمان نمي‌توان با مقياس‌هاي خطي مانند فوت يا اينچ بيان كرد. روشي كه براي اين‌كار وجود دارد، فاصله زاويه‌اي است.
ستاره‌شناسان ممكن است بگويند كه دو ستاره از هم ده درجه ( ْ۱۰) فاصله دارند. اين به ‌آن معناست كه اگر از چشم شما به‌هر يك از آن ستاره‌ها، خطوطي رسم شوند، آن دو خط به‌رأس چشم شما يك زاويه ْ۱۰درجه تشكيل مي‌دهند. خيلي ساده!
مُشت خود را در طول بازويتان قرار دهيد و از پشت آن با يك چشم خود نگاه كنيد. مشت شما از يك سو تا سوي ديگر تقريباً ْ۱۰ از آسمان را مي‌پوشاند. نوك انگشت در طول بازو، حدود ْ۱ را مي‌پوشاند. عرض خورشيد و ماه هركدام ْ۲/۱ است. طول ملاقه دب‌اكبر ْ۲۵ و از افق تا نقطه بالاي سر (سرسو، سمت‌الرأس) هم ْ۹۰ است.
فاصله زاويه‌اي، تقسيمات كوچكتري هم دارد. يك درجه از ۶۰ دقيقه قوس و هر دقيقه قوس هم از ۶۰ ثانيه قوس تشكيل شده است.
اگر دو جسم با فاصله يك ربع درجه از هم ظاهر شوند، ستاره‌شناسان ممكن است آن را به‌صورت ۱۵ دقيقه قوس يادداشت كنند (به‌اختصار َ۱۵). پُرنورترين سياره‌ها معمولاً فقط با جدايي زاويه‌اي چند ده ثانيه قوس از زمين ديده مي‌شوند.
يك تلسكوپ ۵ اينچ مي‌تواند جزيياتي را با جدايي زاويه‌اي ۱ ثانيه قوس ( ً۱) مشخص كند. اين مقدار، پهناي يك سكه يك پِني است كه از فاصله ۴ كيلومتري ديده شود (۵/۲ مايل).

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
مشت شما ۱۰ درجه از آسمان را مي پوشاند

مختصات در آسمان


آسمان شب از زمين، مانند گنبد عظيمي به‌نظر مي‌آيد كه ستاره‌ها به‌سطح داخلي آن چسبيده‌اند. اگر زمين زيرِ پاي ما ناپديد مي‌شد، آن‌گاه مي‌توانستيم ستارگان را در هر سوي خودمان ببينيم (و احساس هيجان‌انگيز معلق بودن در مركز يك كره پهناور و پُرستاره را تجربه كنيم).
ستاره‌شناسان موقعيت ستاره‌ها را به‌وسيله موضعي كه آنها روی كره آسمان دارند، تعيين مي‌كنند. زمين را درحالي كه در مركز كره آسمان معلق است، مجسم كنيد و مدارهای طول و عرض جغرافيايی را روی آن تصور كنيد، آنها را به‌سمت خارج باد كنيد تا روي سطح داخلي كره آسمان قرار بگيرند. حالا اين مدارها صفحه مختصاتي را روی آسمان فراهم آورده‌اند كه موقعيت هر ستاره‌ای را مشخص مي‌كند. همان‌گونه كه طول و عرض جغرافيايي موقعيت هر نقطه روی زمين را مشخص مي‌كنند. در آسمان، عرض جغرافيايي، «ميل» و طول جغرافيايي، «بُعد» ناميده مي‌شود. اينها مختصات استاندارد آسمان هستند.
ميل به‌درجه، دقيقه قوس و ثانيه قوس شمالي (+) و يا جنوبي (-) از استواي سماوی، تقسيم مي‌شود. بُعد با درجه تقسيم‌بندی نشده است، بلكه به‌ساعت‌ها (h)، دقيقه‌ها (m) و ثانيه‌های زمانی (s)، از ۰ تا ۲۴ ساعت تقسيم مي‌شود.
ستاره‌شناسان اين تنظيم را سال‌ها پيش وضع كردند، زيرا زمين هر دور كامل به‌دور خودش را در حدود ۲۴ ساعت كامل مي‌كند. بنابراين كره آسمان، با صفحه مختصات ثابتی كه روی آن قرار دارد، به‌نظر مي‌آيد كه تقريباً هر ۲۴ ساعت يك دور كامل را مي‌پيمايد.
ولي تغييرات كوچكي هم وجود دارند. مختصات سماوي يك ستاره بعد از گذشت سال‌ها، بتدريج تغيير مي‌كند كه اين تغييرات از تغيير جهت آهسته محور زمين در فضا كه حركت تقويمي نام دارد، ناشی مي‌شود. زماني كه بُعد و مِيل در كتاب‌ها و اطلس‌ها داده مي‌شوند، شما اغلب تاريخ سالي مانند ۲۰۰۰.۰. را ضميمه آنها مشاهده مي‌كنيد (لفظ ۰.. به‌معنای زمان آغاز سال است: نيمه شب اول ژانويه). اين تاريخ زماني است كه تا آن هنگام، مختصات داده شده صحيح هستند. براي بيشتر اهداف آماتوري، اين ميزان تصحيح، چون خيلي ناچيز است، زياد مهم نيست.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
بعد یا right ascension و میل یا declination

درخشندگی

درخشندگی يك ستاره (يا هر چيز ديگري در آسمان) قدر ناميده مي‌شود. شما با اين اصطلاح زياد مواجه خواهيد شد. روش قدرسنجي حدود ۲۱۰۰ سال پيش آغاز شد، يعنی زمانی كه ستاره‌شناس يوناني، ابرخُس، ستاره‌ها را به‌رده‌های درخشندگی تقسيم كرد و پُرنورترين ستاره‌ها را «قدر اول» ناميد كه به‌سادگي، «بزرگترين» معني مي‌دهد. ستاره‌هايی را كه كمی كم‌نورتر بودند، «قدر دوم» ناميد، يعني دومين مرتبه بزرگی و به‌همين ترتيب تا كم‌نورترين ستاره‌هايي كه مي‌توانست ببيند و آنها را قدر ششم ناميد.
با اختراع تلسكوپ، رصدگران مي‌توانستند ستاره‌های حتی كم‌نورتر را هم ببينند. به‌اين‌گونه قدرهاي ۷، ۸، و ۹ هم اضافه شدند. امروز دوربين‌هاي دوچشمي مي‌توانند ستاره‌هايي از قدر ۹ و تلسكوپ‌های ۶ اينچ آماتوري قدرهاي ۱۲ و ۱۳ را هم نشان دهند. تلسكوپ فضايي هابل ستارگانی از قدر ۳۰ را هم ديده كه تقريباً ۱۰ ميليارد بار كم‌نورتر از كم‌نورترين ستاره‌هايی هستند كه با چشم غيرمسلح قابل مشاهده‌اند.
در سوی ديگر اين مقياس، به‌نظر مي‌آيد كه بعضی از ستاره‌های قدر اول ابرخس، بسيار پُرنورتر از بقيه هستند. براي اصلاح اين موضوع، اين مقياس حالا اعداد منفي را هم دربر مي‌گيرد. وِگا (Vega) از قدر صفر و شباهنگ، پُرنورترين ستاره آسمان از قدر ۴/۱– مي‌درخشند. زهره حتي از اين هم درخشان‌تر است و معمولاً از قدر ۴- مي‌درخشد. ماه كامل هم از قدر ۱۳- و خورشيد هم از قدر ۲۷- مي‌درخشد.
[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
قدر برخي از ستاره ها را مشاهده مي کنيد

فواصل

زمين در هر سال يك‌بار به‌دور خورشيد مي‌گردد و فاصله‌اش از خورشيد به‌طور ميانگين ۱۵۰ ميليون كيلومتر يا ۹۳ ميليون مايل است. اين فاصله يك واحدنجومي ناميده مي‌شود كه يك واحد سودمند و قابل استفاده براي اندازه‌گيری فواصل در منظومه شمسي است.
فاصله‌ای را كه نور در مدت يك سال طی می كند، يك سال نوری ناميده مي‌شود (يك سال نوری برابر است با ۵/۹ تريليارد كيلومتر يا ۹/۵ تريليارد مايل يا ۶۳۰۰۰ واحدنجومی).
به‌اين نكته توجه كنيد كه سال نوری مقياسی برای فاصله است نه زمان... درست مانند كيلومتر يا مايل. بيشتر ستارگان پُرنور آسمان بين چند ده سال نوری تا چند هزار سال نوری از ما واقع شده‌اند.
نزديكترين ستاره به‌ما، يعنی آلفا-قنطورس، فقط ۳/۴ سال نوری از ما فاصله دارد. كهكشان آندرومدا، نزديكترين كهكشان بزرگ در آن سوی راه‌شيری، ۵/۲ ميليون سال نوری از ما فاصله دارد.
ستاره‌شناسان حرفه‌ای اغلب از واحد ديگری هم براي بيان فواصل بزرگ استفاده مي‌كنند كه پارسك نام دارد. يك پارسك برابر است با ۲۶/۳ سال نوری (در اينجا چيزيی كه شما را واقعاً شگفت‌زده مي‌كند، اين است كه يك پارسك فاصلی ما از ستاره‌اي است كه به‌هنگام حركت زمين به‌اندازه IAU به‌دور خورشيد، اختلاف منظری برابر يك ثانيه قوس را نسبت به‌پس‌زمينه ستارگان داشته باشد).

[ برای مشاهده لینک ، با نام کاربری خود وارد شوید یا ثبت نام کنید ]
فاصله پروکسيماي قنطورس، نزديک ترين ستاره به ما ۲/۴ سال نوري است
يك كيلو پارسك برابر ۱۰۰۰ پارسك و يك مِگاپارسِك يك ميليون پارسك است.
خيلي سخت نبود، اين‌طور نيست!

اگر گروهي از ستارگان، مثلا ستارگاني که در محدوده 100 پارسک از خورشيدند انتخاب کنيم، مي توانيم از سرعت آنها ميانگين بگيريم و به سرعت کلي ( سرعت و جهت ) که معرف حرکت کل آن گروه از ستارگان باشد. براي درک بهنر اين مطلب فرض کنيد در يک آزاد راه رانندگي مي کنيد. بعضي از اتومبيل ها گاه گاه از شما سبقت ميگيرند و گاهي هم شما از آنها سبقت مي گيريد. بعضي نيز در لحظه معيني تغيير مسير مي دهند و بنابراين جهت حرکت آنها با اکثر اتومبيل ها متفاوت خواهد بود. به همه اينها روشي وجود دارد که حرکت کلي همه گروها اتومبيل ها را در محدوده 1 کيلومتري شما تعيين مي کند مثلا اگر هليکوپتري را هدايت کنيد که بر فراز سر شما در حرکت باشد و خلبان سرعت و جهت حرکتش را طوري تنظيم کند که در امتداد حرکت گروه اتومبيل هاي مورد نظر شما باشد، در اين صورت سرعت و جهت حرکت او مي تواند براي توصيف سرعت و جهت همه گروه اتومبيل ها به طور کلي مورد استفاده قرارگيرد. به طريق مشابهي، گروه ستارگان محلي ( در محدوده 100 پارسک از خورشيد )، سرعت و جهت کلي واحدي دارند که آن را استاندارد محلي سکون مي ناميم.
وقتي سرعت ستاره اي را نسبت به استاندارد محلي سکون مشخص مي کنيم، اين کميت را سرعت خاص آن ستاره گويند. هر ستاره اي که سرعت و جهت حرکتش با سرعت و حرکت گروه محلي يکي باشد، سرعت خاص آن صفر است. سرعت فضايي خورشيد 20 کيلومتر بر ثانيه به سمت ستاره درخشان نسر واقع است.