علم برای همه

سحابی معروف جبار (شکارچی)  روشنترین سحابی گازی در آسمان در صورت فلکی جبار قرار دارد.در شرایط خوب با چشم غیر مسلح نیز قابل مشاهده است.قدر تقریبی آن در حدود ۴ بوده واندازه آن نیز در حدود یک درجه است. این سحابی در واقع تکه کوچکی از یک ابربزرگ است که چند صد سال نوری اندازه آن است.بطلمیوس تیکو براهه جان بایر و گالیله از ستاره شناسانی هستند که به آن پرداخته اند فاصله این سحابی در حدود ۱۶۰۰سال نوری است.ابعاد واقعی آن درحدود ۳۰ سال نوری است.این سحابی توسط ۴ ستاره تازه متولد شده داغ در درونش روشن شده است نام این خوشه کوچک خوشه ذوزنقه وار یا تراپزی وم (Trapezium)است.این چهار ستاره با تابش فوتونها فرابنفش خود موجب تحریک توده گازی ودر نتیجه درخشنده شدن آن شده اند.درخشندگی روشنترین این 4 ستاره 40 برابر خورشید است.

در این سحابی ستارگان آبی وداغ بسیاری وجود دارد وتلسکوپ هابل توانسته حلقه هایی از گاز وغبار اطراف این ستارگان را آشکار کند.اندازه این حلقه ها دو برابر اندازه کنونی منظومه شمسی می باشد.این حلقه ها می توانند به سیارات فراخورشیدی تبدیل شوند.

چگالی اتم ها ویونها در این سحابی در حدود 600 عدد در سانتیمتر مکعب است.در ماورای   این سحابی یک ابرمولکولی قرار دارد که  محل شکل گیری ستارگان جدیدی می باشد که همچنان  متولد می شوند..در طول موجهای فروسرخ پیش ستاره هایی در شرف تکوین قابل مشاهده است. ستاره های جوان دراوائل شکل گیری در طول موجهای مادون قرمز تابش دارند وبرای دیدن آنها باید به تلسکوپهای مادون قرمز مجهز بود.این ستاره ها در میان ابرهای مولکولی مخفی شده اند.

ابرمولکولی که آنسوی سحابی جبار قرار داردمتراکم تر  وسنگین تر از خود سحابی جبار است.

برای دیدن ان سحابی از هر وسیله نوری حتی چشم غیر مسلح نیزمی توان بهره برد.

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.

نام ها

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.

به گزارش پایگاه اطلاع رسانی شبکه خبر، از دلایل اصلی که می توان برای شکل گیری ظاهر کلاه مانند این کهکشان نام برد، وجود یک کوژی مرکزی از ستارگان است که به گونه ای نامعمول، بزرگ و گسترده است، و نیز رگه های برجسته و تیره ی غبار در صفحه ای که ما آن را تقریبا از لبه می بینیم.

تابش پراکنده و نامتمرکز کوژی مرکزی و گسترده ی آن که در تصویر بالا دیده می شود هم به دلیل وجود میلیاردها ستاره‌ی پیر درون آنست؛ این عکس با تلسکوپ ۲۰۰ اینچی هیل گرفته شده. اگر این کوژی را با دقت و از نزدیک بررسی کنیم، نقطه های روشن بسیاری می بینیم که در حقیقت خوشه های ستاره ای کروی هستند.

حلقه های تماشایی گرد و غبار در M۱۰۴ جایگاه ستارگان جوان تر و روشن تر بسیاریست، و جزییات پیچیده ای را نشان می دهد که اخترشناسان هنوز به طور کامل از آن ها سر در نیاورده اند. درونی ترین بخش این کلاه مکزیکی هم در سرتاسر طیف الکترومغناطیسی نور می گسیلد، و گمان بر اینست که سیاهچاله ای بزرگ در دل آن جای دارد.
کهکشان کلاه مکزیکی ۵۰ میلیون سال نوری از زمین دور است و آن را می توان با یک تلسکوپ کوچک در راستای صورت فلکی دوشیزه (سنبله) تماشا کرد.

به گزارش خبرنگار گروه علمی باشگاه خبرنگاران ؛ کهکشان M104 به دلیل شباهتی که به کلاه مکزیکی دارد به نام کهکشان کلاه مکزیکی معروف است برآمدگی گسترده و بزرگ مرکز و خطوط غبار بارز این کهکشان که ما صفحه ی آن را تقریباً از لبه می توانیم در عکس ببینیم موجب شده که این کهکسشان شبیه کلاه مکزیکی باشد.



تلسکوپ 200 اینچی هِیل که این تصویر را ثبت کرده است میلیاردها ستاره ی پیر که نور برآمدگی مرکزی گسترده ای را ایجاد کرده اند را نشان می دهد و بررسی نزدیک از برآمدگی مرکزی ، نقاط روشن زیادی را نشان می دهد که در حقیقت خوشه های کروی موجود در این کهکشان هستند.

حلقه ی غباری منحصربه فرد M104 خانه ی ستاره های جوان و درخشان زیادی است و جزئیات پیچیده ای را به نمایش می گذارد که اخترشناسان هنوز کاملاً به آن ها پی نبرده اند و مکان دقیق آنها درست وسط این کلاه مکزیکی در طیف الکترومغناطیسی است که می درخشد و تا کنون ستاره شناسان تصور می کردند که سیاه چاله ای بزرگ درون آن وجود داشته باشد.

کهکشان کلاه مکزیکی حدود 50 میلیون سال نوری از زمین فاصله دارد که ما ناظران زمینی می توان ...

کهکشان به نشانه احترام لبه کلاه خود را پایین آورده است .

این کهکشان فعال شبیه یک کلاه لبه پهن مکزیکی است که در فضا شناور است . به همین دلیل کهکشان کلاه لبه پهن نامیده می شود ، نام فهرستی آن Messier104 (M104 )است .مسیرهای غلیظ و انبوه گرد و غبار، لبه کهکشان را درست کرده اند . این لبه در اطراف مرکز برآمده سفید درخشان حلقه زده است . این قله از برآمدگی مرکزی ستاره های پیرتر به وجود آمده است. این ستاره ها بسیار شبیه به ستاره هایی هستند که در وسط کهکشان راه شیری ما نیز وجود دارد .

همانطور که از زمین دیده می شود، این کلاه کهکشانی تقریبا" به طرف لبه کج شده است ، که این موضوع بر ساختار سه بعدی کهکشان تأکید دارد . برای مثال، برآمدگی میانی که در بالا و پایین صفحه مسطح کهکشان گسترده شده، قابل دیدن است. گرد و غبار در صفحه مسطح و عریض کهکشان باعث مسدود شدن نور حاصل از کهکشان کلاه مکزیکی می شود و مانند سایه ای در مقابل ستاره های روشن برآمدگی ها پدیدار می شود .

در این تصویر، تلسکوپ فضایی هابل ناسا به آسانی سیستم غنی خوشه های ستاره ای کهکشان کلاه مکزیکی را تجزیه می کند ، این خوشه ها خوشه های کروی نامیده می شود. منجمان تخمین زده اند که کهکشان کلاه مکزیکی شامل تقریبا" 000‚2 خوشه کروی است، که این مقدار 10 برابر خوشه هایی است که در مدار راه شیری ما قرار دارند . عمر این خوشه ها شبیه به خوشه های راه شیری است که از 10 تا 13 میلیارد سال عمر دارند . این شک در مورد کهکشان کلاه مکزیکی وجود دارد که سیاه چاله ای مرکزی داخل آن در حال رشد است که میلیونها بار حجیم تر و عظیم تر از خورشید ماست .

کهکشان کلاه مکزیکی در حدود 30 میلیون سال نوری دورتر از لبه جنوبی خوشه متراکم سنبله از کهکشان ها قرار دارد . این کهکشان به قدری از ما دور است که نوری که امروز از این کهکشان می بینیم سفر خود را به طرف زمین از 30 میلیون سال قبل شروع کرده است، یعنی در حدود زمانی که اولین انسانهای میمون نما در سیاره ما پدیدار شدند . کهکشان نسبتا"روشن کلاه مکزیک ، ورای محدوده چشمهای غیر مسلح قرار گرفته است ولی به آسانی از طریق تلسکوپهای منجمان آماتور قابل دیدن است . این کهکشان کلاه مانند شامل چندین هزار بیلیون ستاره است که در حدود 100 برابر مردمی که روی زمین هستند. پهنه کهکشان کلاه مکزیکی000‚60 سال نوری است که کمی کوچکتر از راه شیری است .

 m31, Andromeda Galaxy

آندرومدا یک کهکشان مارپیچی است که در فاصله 2 میلیون و 500 هزار سال نوری از ما در صورت فلکی آندرومدا قرار دارد. این کهکشان به عنوان جرم مسیه M31 یا NGC 224 نیز شناخته شده است. در نسخه‌های قدیمی ‌این کهکشان را با عنوان "سحابی بزرگ آندرومدا‌" نامیده‌اند. آندرومدا نزدیک‌ترین کهکشان مارپیچی به راه شیری است.

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 30 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 2006 صورت گرفت، مشخص شد که M31 شامل یک تریلیون ستاره است. در صورتی‌که کهکشان ما 200 تا 400 میلیارد ستاره دارد. با این حال برآوردهای سال 2006 نشان داد که جرم کهکشان راه شیری تقریبا 80 درصد جرم آندرومداست یعنی7/1× 10¹¹ برابر جرم خورشید. براساس مطالعه‌ای که در سال 2009 صورت گرفت می‌توان نتیجه گرفت که جرم کهکشان ما و آندرومدا تقریبا با هم برابر است.

کهکشان آندرومدا با قدر ظاهری 4/3یکی 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 6 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 964میلادی 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 ماریوس1 در سال 1612صورت گرفت. شارل مسیه در سال 1764 این جرم را در فهرست خود تحت نام M31 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 1785 منجمی‌ به نام ویلیام هرشل یک منطقه قرمز رنگ کم فروغی را در هسته M31 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 2 هزار برابر فاصله ستاره شباهنگ از ما نیست.

ویلیام هرشل در سال 1864، طیف M31 را مشاهده کرد و متوجه شد که طیف آن با طیف یک سحابی گازی فرق دارد. M31دارای 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 M31 یک طبیعت شبه‌ستاره‌ای دارد. در سال 1885، یک ابرنواختر (با نام S آندرومدا) در M31 دیده شد.

اولین عکس‌ها از M31 در سال 1887 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 1912، سرعت شعاعی این جرم نسبت به منظومه شمسی ما توسط "وستو اسلیفر"3در 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 300 کیلومتر بر ثانیه به سمت خورشید حرکت می‌کند.

جهان جزیره

در سال 1917 منجم آمریکایی به نام هبر کورتیس یک نواختر درون M31 کشف کرد. با جست‌وجو به روش ثبت عکاسی، 11 نواختر دیگری کشف شد. کورتیس متوجه شد که این نواخترها به طور متوسط 10 قدر کم نورتر از نواخترهای درون کهکشان ماست. به عنوان یک نتیجه، او فاصله M31 را از ما 500 هزار سال نوری (3/2×10¹⁰ AU) تخمین زد. او با فرضیه "جهان جزیره‌" موافق بود و معتقد بود که M31 یک کهکشان مستقل است.

در سال 1922، "ارنست اوپیک"5 با استفاده از یک روش اخترفیزیکی، فاصله M31 را تخمین زد. او پی برد که M31 در خارج از کهکشان ما و در فاصله‌ای در حدود 450 کیلو پارسک معادل 1500 کیلو سال نوری قرار دارد. در سال 1925، "ادوین‌ هابل" برای اولین بار در عکس‌هایی که از M31 گرفته شده بود، ستاره‌های متغیر قیفاووسی را در خارج از کهکشان خودمان مشاهده کرد. این عکس‌ها با استفاده از تلسکوپ 5/2 متری "هوکر"6گرفته 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 M31 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"7 در سال 1940آشکار شد. اولین نقشه‌های رادیویی از آندرومدا در سال 1950 میلادی توسط "جان بالدوین"8 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 × 10¹²23/1 برابر جرم خورشید (‌یا 2/1 میلیون میلیون برابر جرم خورشید‌) است در صورتی‌که جرم کهکشان راه شیری × 10¹²9/1 برابر جرم خورشید است. بنابراین احتمالا M31 کم جرم‌تر از کهکشان ماست البته محدوده خطا بسیار بزرگ است بنابراین نمی‌توان در این مورد نظر قطعی داد. درخشندگی M31، تقریبا × 10¹⁰6/2 برابر درخشندگی خورشید، یعنی 25 درصد درخشنده‌تر از کهکشان ماست.

برخورد کهکشان راه شیری و آندرومدا در آینده

کهکشان آندرومدا با سرعتی در حدود 100 تا 140کیلومتر 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 5/4میلیارد 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.

کهکشان معروف M31 یا NGC 224 که در صورت فلکی آندرومدا قراردارد. این کهکشان به همراه کهکشان راه شیری دو کهشان مارپیچی بزرگ و اصلی خوشه محلی کهکشانها هستند. این کهکشان نزدیک‌ترین و بزرگترین کهکشان مارپیچی به زمین است. و در فاصله 52/2 میلیون سال نوری قرار دارد. این کهکشان به دلیل درخشندگی خود همواره نظر ستاره شناسان به ویژه طی یکصد سال گذشته را به خود جلب کرده است. قسمت‌های مرکزی این کهکشان در شرایط دید خوب با چشم غیر مسلح قابل مشاهده است و اندازه ظاهری آن نیز حدود 3× 1 درجه است. قدر آن 4/3 قدر مطلق 4/21- (قدر مطلق کهکشان با روشهای غیر مستقیم 5/20- بدست آمده است) و هسته آن به وسیله دوربین دو چشمی و  تلسکوپ  بسیار درخشان دیده می شود. این کهکشان اولین بار توسط عبدالرحمن صوفی، ستاره شناس ایرانی به عنوان یک ابر کوچک معرفی شده است. این کهکشان در سال 1612 زمان کوتاهی بعد از اختراع تلسکوپ توسط سیمون ماریوس مورد بررسی قرار گرفته و تا چند قرن بعد ستاره شناسان آنرا به عنوان تکه‌ای از کهکشان راه شیری و در محدوده آن در نظر می گرفتند.

طبیعت مارپیچی گونه‌ این سحابی اولین بار توسط ایزاک روبرتز در سال 1880 به کمک یک تلسکوپ نیم متری مشاهده شد و در سال 1885 برای اولین بار یک ابر نو اختر در آن مشاهده شد که آنرا S آندرومدا نامیدند. ادوین هابل در سال 24- 1923 به کمک یک تلسکوپ 5/2 متری بازتابی به نام هوکر متعلق به رصدخانه مونت ویلسون قسمتهای بیرونی آن را به ستارگان مجزا تفکیک نمود و موفق به کشف ستارگان آبی مشابه آنچه که در خوشه های کروی کهکشان خودمان یافت می شود گردید. او به کمک رابطه دوره تناوب با درخشندگی ذاتی در موردستاره‌ ها که متغییر و از انواع قیفاوسی بودند توانست فاصله این ستارگان را تخمین بزند. نتیجه مشاهدات نشان می‌داد که فاصله این سحابی بسیار بیشتر از مرزهای کهکشان راه شیری است یعنی این سحابی جهانی جزیره‌ای مستقل است. مشاهدات جدید که بین سال‌های 1940 تا 55توسط والتر باده به کمک تلسکوپ 5 متری هال انجام شدند نشانِ‌دادند که هسته این کهکشان با ستارگان قرمز پیر که بسیار ضعیفتر از ستارگان آبی روشن هاله اطراف کهکشان هستند پر شده است. چنین وضعیتی در کهکشان خودمان هم وجود دارد. این کهکشان از نوع Sab و قطر آن 22000 سال نوری است. احتمالاً دارای دو بازوی مارپیچی است که البته به دلیل زاویه کم قرص کهکشان باخط دید که در حدود 20 درجه است و احتمالاً اثرات گرانشی کهکشان M32که شکل آن را به هم زده دیدن این بازوها بسیار مشکل است. با یک تلسکوپ شانزده اینچی در شرایط خوب چندین خوشه کروی اطراف آن قابل مشاهده است. این کهکشان دارای حدود 500- 400 خوشه کروی است و اندازه‌ هاله کهکشان که شامل این خوشه‌های کروی است سه برابر هاله کهکشان راه شیری است (تعداد خوشه‌های کروی کهکشان راه شیری به 200 می رسد). محتویات فلزی ستاره‌های این خوشه‌ها از ستاره‌های مشابه در کهکشان راه شیری بیشتر است و این احتمالاً ناشی از مسیر تکاملی کندتر و نامنظم‌تر این کهکشان نسبت به کهکشان راه شیری است. تاکنون چندین نواختر و ابر نواختر در آن مشاهده شده اند و به کمک تلسکوپ‌های بزرگتر هر سال حدود 30 ستاره نواختر درآن مشاهده‌ می‌شود. ستارگان ابرغول آبی نیز در آن مشاهده شده اند جالب است بدانید اگر خورشید در فاصله این کهکشان از زمین قرار می‌گرفت مثل ستاره‌ای از قدر 29 مشاهده‌ می شد.دراین کهکشان چندین چشمه اشعه ایکس هم یافت شد که کاندیداهای خوبی برای وجود سیاه چاله‌ها یا ستاره‌های نوترونی به حساب می ایند. (تا سال 2004ده چشمه شناسایی شده است). این کهکشان دارای حدود 10 قمر کهکشانی است که دوتای از آنها کهکشان NGC205 یا M110 با قدر 9/8 و دیگری کهکشان NGC 221 یا M32 با قدر 2/8 است که البته در تلسکوپ‌های کوچک به صورت یک ستاره دیده می شود. مشاهدات پیوسته رادیویی در طول موج 21 سانتیمتر مربوط به هیدروژن خنثی نشان می‌دهد که هسته کهکشان از لحاظ فعالیت حدود20 بار از هسته کهکشان راه شیری ضعیفتر است. همچنین مشاهدات تلسکوپ هابل نشان می‌دهد که هسته این کهکشان از دو قسمت بسیار نزدیک هم (در فاصله 5 سال نوری از همدیگر) تشکیل شده که تحت تاثیر شدید گرانشی همدیگر هستند. احتمالاً یکی از هسته‌ها، هسته کهکشان دیگری بوده که توسط کهکشان قوی‌تر بلعیده شده است.در هسته آن ظاهرا سیاهچاله ای ابر جرم با جرم حدود ۵ میلیون برابر خورشید وجود دارد.

خبری درباره این کهکشان از سایت آسمان پارس خرداد ۱۳۸۹

دانشمندان مرکز ستاره شناسی هاروارد- اسمیتسون با بهره گیری از رصدخانه پرتو ایکس چاندرا توانستند ابر سیاه چاله ای را در همسایگی کهکشان راه شیری شناسایی کنند.طی 10 سال پیاپی، رصدخانه پرتو ایکس چاندرا سازمان فضایی ناسا به بررسی کهکشان آندرومدا پرداخت و نتایج حاصل از 300 ساعت مشاهدات ، داده های منحصر به فردی از نزدیکترین سیاه چاله خارج از کهکشان راه شیری، در اختیار اخترشناسان قرار داده است.

به عقیده دانشمندان همه کهکشان ها از جمله کهکشان راه شیری، ابر سیاه چاله ای را در مرکز خود جای داده اند که میلیون ها بار از خورشید بزرگتر است.در فاصله ای کمتر از 3 میلیون سال نوری از سیاره زمین، کهکشان آندرومدا (ام 31)* قرار دارد و به لطف همین نزدیکی اختر شناسان توانسته اند به بررسی دقیق ابر سیاه چاله مرکزی این کهکشان بپردازند.درست همانند کهکشان راه شیری، سیاه چاله مرکزی آندرومدا نسبتا آرام است.در واقع این سیاه چاله به نسبت 10 به میلیون از آنچه که دانشمندان با توجه به گاز های اطراف آن انتظار داشتند، کم سو تر است.

ژیون لی از مرکز ستاره شناسی هاروارد- اسمیتسون در این باره می گوید: ابر سیاه چاله های مرکزی در کهکشان های راه شیری و آندرومدا فوق العاده ضعیف هستند و دو "پاد- اخترنما"** کشف شده در آندرومدا همانند یک لابراتوآر فضایی به ما امکان داده اند تا ضعیف ترین فعل و انفعالات را در ابر سیاه چاله مرکزی این کهکشان مشاهده کنیم.مطالعاتی که از سال 1999 تا سال 2006 میلادی توسط رصدخانه فضایی چاندرا انجام شد ، حاکی از وضعیتی آرام در آندرومدا بود ، اما در ششم ژانویه سال 2006 میلادی، ناگهان سیاه چاله مرکزی این کهکشان در اثر فوران عظیمی از پرتو های ایکس، صدبرابر درخشان تر شد. این نخستین بار بود که چنین رویدادی از ابر سیاه چاله ای در همسایگی ما مشاهده می شد.

پس از آن اتفاق، آندرو مدا باز هم در وضعیتی آرام و یکنواخت به سر می برد اگر چه درخشش کهکشان 10 بار بیشتر از قبل شده است. فوران پرتو های ایکس در واقع ناشی از سقوط مقادیر زیادی ماده به درون ابر سیاه چاله مرکزی کهکشان بوده است، فرایندی که هم اکنون نیز در ابعادی کوچکتر ادامه دارد.کریستین جونز از مرکز ستاره شناسی هاروارد- اسمیتسون می افزاید: ما یافته هایی پیرامون اتفاقاتی که در اطراف سیاه چاله مرکزی آندرومدا می افتد، در دست داریم اما این اطلاعات شامل همه جزئیات نمی شود.

هنوز علت فوران سال 2006 سیاه چاله کاملا روشن نیست، اما ممکن است به خاطر انتشار ناگهانی انرژی میدان های مغناطیسی واقع در صفحه اطراف سیاه چاله باشد که به طور ناگهانی به یکدیگر متصل شده و نیروی فراوانی تولید کرده اند.
به احتمال زیاد، ابر سیاه چاله مرکزی در "ام 31" همچنان به تغذیه کردن از باد های ستاره ای از ستاره مجاور و یا مواد موجود در ابر های بزرگ گازی که در حال سقوط به داخل آن هستند، ادامه می دهد.همچنان که سیاه چاله به بلعیدن مواد ادامه می دهد، جریانی عظیم از پرتو های ایکس با شدت از دو سوی آن به سوی فضا روانه می شوند.

ژیون لی در پایان افزود: بررسی فرایند هایی که در چنین سیاه چاله هایی اتفاق می افتد بسیار مهم است ، زیرا پیوستن مواد به ابر سیاه چاله ها یکی از بنیادی ترین مراحل در فرایند تغییر تدریجی کهکشان ها است.
نتایج این تحقیقات که در دویست و شانزدهمین نشست انجمن نجوم آمریکا در میامی (واقع در ایالت فلوریدا) ارائه شد، حاکی از آن است که همانند سایر کهکشان ها، وضعیت نسبتا آرام و در عین حال رفتارهای نامنظم ابر سیاه چاله مرکزی کهکشان راه شیری ، امری کاملا عادی است.

نپتون آخرین سیارهٔ منظومه شمسی است. این نام به عنوان خدای دریا و همزاد اورانوس نامگذاری شده است.

کشف این سیاره در بین سال‌های ۱۷۹۰ تا ۱۸۴۰ بر اثر اختلالاتی که در مدار اورانوس مشاهده شد، انجام گردید.

ویژگی‌های نپتون

معمولاً همه این سیاره را به رنگ آبی می‌شناسد و به این علت است که گاز متان حاضر در جو نپتون رنگ سرخ را جذب کرده و آبی حاصل از طیف نوری خورشید را بازمی‌تاباند.

نپتون از نظر ساختاری بسیار شبیه به سایر سیارات گازی به خصوص اورانوس است . تفاوتی که در ساختار سیاراتی مانند اورانوس و نپتون دیده می‌شود، عدم حضور هیدروژن فلزی مایع است که در عوض آن به یک ساختار متراکم آب مانندی در اطراف هسته می‌رسیم. لایه بیرونی‌تر نپتون متشکل از هیدروژن ملکولی مایع و هلیوم مایع است.

اتمسفر و جو نپتون آبی رنگ است و درصد بازتابش بالائی دارد که حاکی از وجود یک جو غلیظ است . بر طبق تحقیقات حضور مقادیری متان نیز در این سیاره تایید شده است . در کل، ترکیبات جو این سیاره به مانند سایر سیارات غول پیکر گازی شامل ۸۰ تا ۸۵ درصد هیدروژن و ۱۵ تا ۱۹ درصد هلیوم می‌باشد.

تقریباً ۱۶۵ سال طول می‌کشد تا نپتون یک بار به‌دور خورشید بگردد. بنابر این از زمان کشف آن در سال ۱۸۶۴ تا کنون، فقط یک بار به دور خورشید گشته‌است. /

دوره تناوب نجومی آن ۱۶۴٫۷۹ سال است . از زمان کشف نپتون تا کنون فقط ۷۵ درصد مدار خود را طی کرده. دوره تناوب چرخشی نپتون ۱۷ ساعت و ۵۰ دقیقه است. سرعت گریز از جاذبه این سیاره نیز چیزی در حدود ۲۳ کیلومتر در ثانیه است.نپتون دارای دو قمر بزرگ بنام‌های نرئید و تریتون است و تعداد بسیار زیادی اقمار کوچک دارد.

پیش از این انتظار می‌رفت که نپتون از نظر جوی آرام‌تر از اورانوس باشد ولی ویجر ۲ نشان داد که بادهای نپتون بسیار بسیار شدید هستند. سرعت این بادها به ۶۴۰ کیلومتر در ساعت می‌رسد.

اورانوس (در اسطوره‌های یونان οὐρανός، خدای آسمان و معادل پارسی سره آن آهوره) هفتمین سیاره از نظر نزدیکی به خورشید وچهارمین سیاره از نظر اندازه و سومین سیاره از نظر جرم است. اورانوس هر 84 سال و 7 روز یک بار به دور خورشید می‌گردد و همچنین هر 10 ساعت و 48 دقیقه یک دور به دور خودش می‌چرخد. اورانوس دارای ۵ ماه به نام‌های میراندا، آریل، آمبریل، تیتانیا و ابرون است. این سیاره را ویلیام هرشل در سال ۱۷۸۱ میلادی کشف کرد.

یکی از سیارات هشت گانه منظومه شمسی که از لحاظ بعد فاصله اش نسبت به خورشید در ردیف هفتم پس از زحل قرار گرفته‌است فاصله متوسط این سیاره تا خورشید۲٬۸۶۹٬۶۰۰٬۰۰۰ کیلومتر و۶۳ بار از کره زمین بزرگ‌تر است.اورانوس ۲۷ ماه طبیعی دارد.این سیاره با چشم غیرمسلح دیده می‌شود . محور حرکت وضعی این سیاره کاملاً با مدار حرکت انتقالیش منطبق است.سفرهای اکتشافی به این سیاره کمتر از ده ماموریت بوده که شاخصترینش ماموریت ویجر ۲ بود که این فضاپیما در ژانویه ۱۹۸۶ به آن رسید.

افسانه‌شناسی

اورانوس نام یکی از اسطوره‌های یونانی است که تجسم آسمان (و بهشت) محسوب شده و پدربزرگ زئوس و پدر کرونوس می‌باشد.وی با گایا (تجسم زمین و مادر اورانوس) همبستر شد و فرزندان متعددی از وی به دنیا آورد گایا که از این موضوع خسته شده‌بود از کرونوس(یکی از فرزندان)کمک خواست و وی آلت تناسلی اورانوس را با داس برید و به دریا افکند بنابر افسانه‌ای که بین تاریخ‌شناسان مورد اختلاف است آفرودیته الهه عشق از عطری(یا خون) به وجود آمده است که هنگام افکنده شدن آلت تناسلی اورانوس به دریا، بلند شد.

کشف

این سیاره قبل از کشف به صورت یک ستاره در کاتالوگ جان فلاستمد در سال ۱۶۹۰ به عنوان ستاره «۳۴ ثور» ثبت شده بود. . اخترشناس فرانسوی پیر لمونیر این سیاره را بین ۱۷۵۰ تا ۱۷۶۹ دوازده بار (با در نظر گرفتن 4 شب متوالی) رصد کرده بود.

ولی توسط ویلیام هرشل و در خانه‌اش(اکنون موزه اخترشناسی) در شهر بث، سامرست و در ۱۳ مارس ۱۷۸۱ رصد شد, و در ۲۶ آوریل ۱۷۸۱ به عنوان دنباله‌دار گزارش شد. هرشل آن را به عنوان جرمی که در برابر ستارگان اختلاف منظر دارد گزارش داد.

او اینگونه در ژورنال نگاشت "در نزدیکی زتا ثور … یا یک سحابی است یا یک دنباله‌دار". در ۱۷ مارس نگاشت "به دنبال سحابی یا دنباله‌دار به این نتیجه رسیدم که دنباله‌دار است زیرا جایش را تغییر می‌دهد". و حتی هنگامی که این جرم را به عنوان کشف به انجمن سلطنتی گزارش می‌داد باز براین باور بود که دنباله‌دار است و این عقیده را داشت تا زمانی که به طور مطلق اثبات شد که اورانوس یک سیاره است.

هرشل در ۲۳ آوریل به ستاره‌شناس سلطنتی نویل ماسکلین نگاشت: "من نمی دانم چه باید صدایشش کرد. شاید بتوان آن را به سیاره نامید.".

توسط ویلیام هرشل و در ۱۳ مارس ۱۷۸۱ به عنوان دنباله‌دار کشف شد و نام آن توسط جان بوده پیشنهاد گردید

وجه تسمیه

اورانوس واژه‌ایست یونانی به معنای آسمان، و نیز خدایگان آسمان نیز در میان یونانیان به همین نام خوانده می‌شد. میان غربیان در بین سیارات هشگانه اورانوس تنها سیاره‌ای است که نام خود را از افسانه‌های یونانی برگرفته‌است. (برخلاف سایرین که نامی برگرفته از افسانه‌های رومی دارند.).

مدار و چرخش

اولین بار عناصر مداری آن در سال ۱۷۸۳ توسط پیر سیمون لاپلاس محاسبه شد. بی نظمی در مدار آن اولین بار توسط جان کوچ آدامز و در سال ۱۸۴۱ مطرح شد و او پیشنهاد داد که جاذبه سیاره‌ای کشف نشده بر آن تاثیر می‌گذارد.در سال ۱۸۴۵ اوربین له وریر مستقلا شروع به پژوهش در زمینه مدار اورانوس پرداخت.در ۲۳ سپتامبر ۱۸۴۶ یوهان گوتفیلد گاله سیاره را کشف و نام نپتون را بر آن نهاد

کجی محور

تنها ناهید کجی محور بیشتری از اورانوس و برابر ۱۷۷ درجه دارد.اما علت این کجی احتمالا برخورد جسمی به ابعام زمین به این سیاره و در اوایل دوران زندگی‌اش بوده‌است. البته کاندیدهای دیگری هم مطرح هستند مانند برخورد یک دسته بزرگ از دنباله‌دارها در اوایل تشکیلش که این خود وجود یک اقیانوس بزرگ داخلی آن را نیز توجیه می‌کند.

بینایی

از سال ۱۹۹۵ تا ۲۰۰۶ قدر ظاهری اورانوس بین +۵.۶ تا +۵.۹ متغیر بوده است و در صورتی که در حالت ایده‌آل چشم غیرمسلح توانایی دیدن قدر ۶.۵ را دارد*(این به این معنی است که می‌توان در شرایط ایده‌آل این سیاره را دید) اندازه زاویه‌ای این سیاره بین ۳.۴ تا ۳.۷ ثانیه قوسی متغیر است اما در حالت مقابله به ۳.۶ ثانیه قوسی می‌رسد. در صورتی که اندازه زاویه‌ای زحل ۱۶ تا ۲۰ ثانیه قوسی و مشتری بین ۳۲ تا ۴۵ ثانیه قوسی است.

ساختار درونی

جرم این سیاره برابر (۰٫۰۰۱۳ ± ۸٫۶۸۱۰)‎×۱۰^۲۵ kg و ۱۴٫۵۳۶ برابر زمین استو چگالی آن ۱.۲۵ برآورد می‌شود در نتیجه احتمال می‌رود از جو بسیار ضخیم، گوشته‌ای مایع و هسته‌ای جامد و کوچک تشکیل شده باشد.شتاب گرانشی آن نیز ۹۰ درصد شتاب گرانشی زمین تخمین زده شده‌است. دمای بخش مایع آن ۲۳۰۰ درجه سانتیگراد و هسته آن ۷۰۰۰ درجه سانتیگراد است.

گرمای درونی

این سیاره برخلاف دیگر سیارات مشتری‌گون منبع گرمای داخلی قابل توجهی ندارد.

جو

در جو آن هیدروژن(به شکل H₂) و ۱۲ درصد هلیوم و ۲ درصد متان وجود دارد اما از آنجایی که متان به شدت نور قرمز را جذب می‌کند این سیاره به رنگ آبی مایل به سبز دیده می‌شود. برررسی مادون قرمز حاکی از آن است که دمای این سیاره برابر 58 درجه کلوین است.

تصاویر رایانه‌ای نشان می‌دهدابرهای آمونیاکی به بزرگی ۲ تا ۴ کیلومتر در زیر جو اورانوس و در ارتفاعات پایین قرار دارند و این ابرها در استوا در طی 15 ساعت یک بار دور سیاره می‌زنند ولی در نزدیکی قطب این مقدار به 15 ساعت می‌رسد. به نظر می‌رسد این سیاره دارای یونیسفر قوی باشد.بیشتر بادهای این سیاره برخلاف دیگر سیاره‌های مشتری‌گون منظومه شمسی از شرق به غرب می‌وزند نه از شمال به جنوب.

جو بالایی

در ارتفاعات بالایی دما ۶۴ کلوین (با تلورانس ۵ کلوین) می‌گردد و در این ارتفاعات آن بادهایی با سرعت ۳۰۰ تا ۴۰۰ متر می‌وزند و البته گردبادهایی نیز در آن وجود دارند که به شکل لکه‌هایی دیده می‌شوند.

حلقه‌ها

حلقه‌های اورانوس در ده مارس ۱۹۷۷ در رصدخانه ایربورن کوئی‌پر ناسا و توسط جیمز الیوت کشف شد شد بدین گونه که قبل و بعد از اختفای یک ستاره پشت اورانوس، نور ستاره متناوبا کم و زیاد می‌شد و با بررسی های انجام گرفته در آن هنگام ثابت شد این سیاره ۵ حلقه دارد و بعدا به ۹ حلقه رسید بعد از گذر ویجر 2 از اورانوس به یازده حلقه افزایش یافت. این حلقه‌ها به ترتیب از بیرونی‌ترین به درونی‌ترین عبارتند از:اپسیلون،1986U1R، دلتا، گاما، اتا، بتا، آلفا،4،5،6 و ‎1986U2R  پهنای حلقه اپسلیون به صد کیلومتر می‌رسد و خرده ریزه‌های آن بین ۱۳ تا ۱۳.۶ سانتی‌متر است اما پهنای بقیه حلقه‌ها از ۱۰ کیلومتر تجاوز نکرده و از خرده ریزهای حلقه اپسیلون کوچکترند اما کل حلقه آلبدویی برابر ۵ درصد دارد.

میدان مغناطیسی

میدان مغناطیسی این سیاره ۵۵ تا 58.5 درجه نسبت به محور چرخش آن تفاوت دارد و این بیشترین مقداری است که در میان سیارات ثبت شده‌است و پیش‌بینی می‌شود که مرکز مغناطیسی آن در مکان متفاوتی نسبت به مرکز سیاره و با فاصله‌ای حدودا 8٬000 کیلومتری باشد. ویجر 2 اثبات نمود که در اطراف اورانوس میدان مغناطیسی قوی‌ای قرار دارد اما شدت آن یک دهم میدان مغناطیسی زحل است. با این حال قدرت آن به طور متوسط 50 بار نیرومندتر از میدان مغناطیسی زمین است و دنباله‌ای به طول 465٬000 کیلومتر(18 برابر شعاع خودش) دارد. و در این مغناطوکره به علت برخورد طوفان‌های خورشیدی و دیگر پرتوهای کیهانی پلاسماهایی با دمای ۱۰٬۰۰۰ کلوین به وجود می‌آید.

قمرها

اورانوس ۲۷ قمر طبیعی دارد که از آن ده قمر توسط ویجر ۲ کشف شد.(9 قمر در ژانویه 1996 کشف شده و در نام آنها 1996 وجود دارد و یک قمر در 31 دسامبر 1995 کشف و در نام آن 1995 وجود دارد.)بیرونی‌ترین قمر آن اوبرون و بزرگترین قمر آن تیتانا با قطر 1٬580 کیلومتر است.دو قمر کوردلیا و اوفلیا لبه‌های حلقه اپسلیون را جاروب می‌کنند.

محور  دوراني

محور دوراني اورانوس بسيار مايل روي پهلويش مي باشد به جاي چرخان با محورش تقريباً روي سطح مدار ايستاده ( شبيه همه سياره هاي ديگر منظومه شمسي ) اورانوس روي پهلو چرخش مي کند .                                                                                                                                 

( تنها مسير مدار ش ) اين محور دوراني سر چشمه فصلهايي نهايي اورانوس مي باشد براي اطلاعات بيشتر در مورد فصلهاي نهايي اينجا را کليک کنيد بخاطر جهت يابي محور هاي ايستاده آن يک بحثي از قطبهاي اورانوس که قطب شمال مي باشد وجود دارد اين بحثها هنوز يکي ديگر را راهنمايي نکرده است آيا اورانوس در يک مدار نزولي رسيندگي مي باشد ( مانند ونوس ) يا خير ( مانند سياره هاي ديگر ) ؟                                                                                                         

اندازه

اورانوس حدود ٦٩٠ ، ٣١ مايل در قطر مي باشد آن حدود ٤ برابر زمين است . اين غول گاز سومين سياره بزرگ در منظومه شمسي ما مي باشد ( بعد از مشتري و زحل )

جرم و جاذبه

جرم اورانوس حدود١٠  ×٦٨ ، ٨ کيلو گرم مي باشد آن حدود ١٤ برابر جرم زمين است جاذبه اورانوس تنها ٩١ % جاذبه زمين مي باشد چون که آن يک سياره بزرگ است

 نيروي جاذبه اي يک سياره که روي يک شي از سطح سياره اعمال مي شود متناسب با جرم و عکس شعاع مي باشد يک شخص ١٠٠ پوندي روي اورانوس ٩١ پوند روي زمين وزن دارد

طول روز و سال اورانوس

هر روز اورانوس ٩ ، ١٧ ساعت زمين را مي گيرد يک سال اورانوس ٧ ٠ / ٨٤ سال زمين را مي گيرد آن ٧ ٠/٨٤  سال زمين را براي اورانوس که خورشيد را يکبار دور مي زند مي گيرد.

مدار اورانوس و فاصله از خورشيد

اورانوس ١٩ برابر دور تر از خورشيد نسبت به زمين است ميانگينش ١٨ ، ١٩  مي باشد در افلاين ( دور ترين نقطه در مدار شمسي ) حدود ٠٠٠ , ٠٠٠ , ٨٥٠ , ١ مايل از خورشيد است در پرلاين ( نزديکترين نقطه در مدار خورشيد ي ) حدود ٠٠٠ , ٠٠٠ , ٧٠٠ , ١ مايل از خورشيد است.

درجه حرارت

درجه حرارت روي سطح لايه ابر اورانوس ٣٥٠- درجه فارنهايت ( ٥٩ کلوين ) مي باشد . اورانوس در مقايسه با گاز هاي ديگر مشتري ، زحل ، نپتون گرماي کمي بيرون مي دهد .

ترکيب خاکي و جو

اورانوس يک سياره گازي , منجمد با يک هسته مذاب مي باشد جو اورانوس شا مل ٨٣% هيدروژن ، ١٥ % هليم و ٢ % متان است .

خورشید (نام‌های ادبی یا قدیمی: خور، هور، مهر، روز) یکی از ستارگان کهکشان راه شیری و تنها ستارهٔ سامانهٔ خورشیدی است که در مرکز آن جای دارد. می‌توان گفت خورشید یک کُرهٔ کامل است که از پلاسمای داغ ساخته شده‌است و در میانهٔ آن میدان مغناطیسی برقرار است. این ستاره که قطری نزدیک به ۱٬۳۹۲٬۰۰۰ کیلومتر دارد سرچشمهٔ صلی نور، گرما و زندگی بر روی زمین است. قطر خورشید نزدیک به ۱۰۹ برابر قطر زمین و جرم آن ۳۳۰ هزار برابر جرم زمین برابر با ۲‎×۱۰^۳۰ کیلوگرم است به این ترتیب ۹۹٫۸۶٪ جرم کل سامانهٔ خورشیدی از آن خورشید است.

انفجار نهایی یک ستارهٔ سنگین را ابرنواختر می‌نامند ولی خورشید ما هیچ‌گاه انفجاری این‌چنین را تجربه نخواهد کرد چرا که کمترین جرم مورد نیاز برای رخداد یک ابرنواختر، هشت برابر جرم خورشید ما است. از نظر شیمیایی سه-چهارم جرم خورشید را هیدروژن و باقی ماندهٔ آن را بیشتر هلیم می‌سازد. پس از هیدروژن و هلیم، عنصرهای سنگین از سازندگان دیگر خورشید اند که عبارتند از: اکسیژن، کربن، نئون و آهن و... این عنصرها، سازندهٔ ۱٫۶۹٪ از جرم خورشید اند که خود این مقدار ۵٬۶۲۸ برابر جرم زمین است.

خورشید در رده‌بندی ستارگان بر پایهٔ رده بندی طیفی، در دستهٔ G27 جای دارد و به صورت غیر رسمی با نام کوتولهٔ زرد از آن یاد می‌شود چون پرتوهای پیدای آن در طیف زرد-سبز شدیدتر است. هر چند که رنگ آن از سطح زمین، سفید باید دیده شود ولی چون پراکندگی نور آبی در جو وجود دارد، به رنگ زرد دیده می‌شود (پراکندگی رایلی). همچنین در برچسب رده‌بندی طیفی، G2، گفته شده که دمای سطح خورشید نزدیک به ۵۷۷۸ کلوین (۵۵۰۵ سانتیگراد) است و در V گفته شده‌است که خورشید مانند بیشتر ستارگان، یک ستارهٔ رشتهٔ اصلی است و درنتیجه انرژی خود را از راه همجوشی هسته‌ای هسته ی هیدروژن به هلیم فراهم می‌کند و در هر ثانیه، در هستهٔ خود، ۶۲۰ میلیون تُن هیدروژن را دچار همجوشی می‌کند. در دوره‌ای کیهان شناسان می‌گفتند که خورشید نسبت به دیگر ستارگان، ستاره‌ای کوچک و ناچیز است ولی امروزه بر این باور اند که خورشید از ۸۵٪ ستارگان کهکشان راه شیری درخشان تر است. چون بیشتر آن‌ها کوتوله‌های سرخ اند. بزرگی قدر مطلق خورشید ۴٫۸۳+ است البته چون خورشید نزدیک ترین ستاره به زمین است، برای آن، خورشید درخشان ترین جرم در آسمان دانسته می‌شود و قدر ظاهری آن ۲۶٫۷۴- است. تاج خورشیدی پیوسته در حال پراکندن بادهای خورشیدی در فضا است. این بادها، جریان‌هایی از ذره‌های باردار اند که تا فاصله‌ای نزدیک به ۱۰۰ واحد نجومی توان دارند. حباب‌های ساخته شده در محیط میان‌ستاره‌ای که در اثر بادهای خورشیدی ساخته شده‌اند، بزرگترین سازهٔ پیوستهٔ پدید آمده در منظومهٔ خورشیدی اند.

هم اکنون خورشید در حال سفر از میان ابر میان‌ستاره‌ای محلی در ناحیهٔ حباب محلی در لبهٔ بازوی شکارچی از کهکشان راه شیری است. از میان ۵۰ ستاره‌ای که تا شعاع ۱۷ سال نوری، در همسایگی زمین قرار دارند، (نزدیک ترین آن‌ها یک کوتولهٔ سرخ به نام پروکسیما قنطورس است که ۴٫۲ سال نوری فاصله دارد.) از دیدگاه جرم، خورشید رتبهٔ چهارم را در میان آن‌ها دارد. اگر از قطب شمالی کهکشان نگاه کنیم، خورشید به صورت ساعتگرد به گرداگرد مرکز کهکشانی راه شیری در گردش است و از آن نقطه نزدیک به ۲۴٬۰۰۰ تا ۲۶٬۰۰۰ سال نوری فاصله دارد، امید آن می‌رود که این گردش را ۲۲۵ تا ۲۵۰ میلیون سال دیگر به پایان برساند و دور خود را کامل کند. از آنجایی که کهکشان ما نسبت به تابش زمینهٔ کیهانی (CMB) در راستای صورت فلکی مار باریک با سرعت ۵۵۰ کیلومتر در ساعت در حرکت است، درنتیجه سرعت بدست آمده برای خورشید نسبت به CMB در راستای صورت‌های فلکی پیاله یا شیر، ۳۷۰ کیلومتر بر ساعت می‌شود.

فاصلهٔ متوسط خورشید از زمین نزدیک به ۱۴۹٫۶ میلیون کیلومتر است (یک واحد نجومی) است البته این فاصله در هنگامه‌های گوناگون حرکت زمین به گرد خورشید (در نقطه‌های اوج و حضیض) در ماه‌های ژانویه تا ژوئیه فرق می‌کند. در این فاصلهٔ میانگین، برای نور ۸ دقیقه و ۱۹ ثانیه زمان برده می‌شود تا از خورشید تا زمین سفر کند. می توان گفت انرژی آمده از نور سفید خورشید، باعث ادامهٔ فرایند نورساخت، بوجود آمدن اقلیم و آب و هوای زمین و درنتیجه، فراهم کنندهٔ زندگی برای همهٔ جانداران روی زمین است. نقش برجستهٔ خورشید بر وضعیت زمین از سال‌های دور، از دوران پیشاتاریخ برای انسان شناخته شده بود به همین دلیل برای بسیاری از فرهنگ‌ها خورشید به عنوان یک خدا دانسته شده بود. همواره پیشرفت دانش از چیستی خورشید با کندی بسیار همراه بوده تا آنکه در سدهٔ ۱۹ میلادی آگاهی اندکی از مواد سازندهٔ خورشید و منبع انرژی آن بدست آمد. تلاش برای آگاهی بیشتر از خورشید همچنان ادامه دارد چون همچنان شماری از پدیده‌ها و رفتارهای بدون توضیح علمی در خورشید دیده می‌شود.

نام ها

خورشید در فارسی درگذشته با نام‌های دیگری چون خور، هور، مهر، روز خوانده می‌شد. در زبان انگلیسی واژهٔ Sun برای خورشید از واژهٔ sunne در انگلیسی باستان گرفته شده‌است (نزدیک به سال ۷۲۵ در بئوولف). گمان آن می‌رود که این واژه با واژهٔ south به معنی جنوب ارتباط داشته باشد. واژه‌های هم ریشه با Sun در زبان‌های دیگر، مانند زبان‌های ژرمنی و فریسی باستان به صورت sunne و sonne در ساکسونی باستان به صورت sunna، در هلندی میانه به صورت sonne، در هلندی امروزی به صورت zon در آلمانی Sonne، در نروژی باستان sunna و در زبان گوتیک sunnō است تمام عبارت‌های آلمانی برای Sun از sunnōn در نیازبان‌های ژرمنی آمده‌است.

در هنگامهٔ بی خدایی ژرمنی به خورشید شخصیت داده می‌شد و به عنوان خدا پرستش می‌شد نام آن در آن هنگامه Sól یا Sunna (به معنی خورشید در نروژی باستان) بود. پژوهشگران گمان می‌کنند که خورشید، ایزدبانوی ژرمنی ریشه‌ای هندو-اروپایی در خورشیدخدایی کهن تر در زبان‌های هندواروپایی دارد و میان واژهٔ Sól در نروژی باستان، سوریا در زبان سانسکریت، Sulis در زبان گالیش، Saulė در لیتوانیایی و Solnitse در زبان‌های اسلاوی ارتباط است.

واژهٔ Sunday یا روز یکشنبه در انگلیسی امروزی، ریشه در انگلیسی باستان دارد (Sunnandæg به معنی «روز خورشید» پیش از سال ۷۰۰) و این به دلیل ترجمهٔ ژرمنی از عبارت لاتین dies solis است، خود این عبارت لاتین هم ترجمهٔ عبارت یونانی heméra helíou است.

در زبان لاتین واژهٔ Sol برای اشاره به ستاره بکار می‌رود این واژه به صورت اسم در انگلیسی کاربرد ندارد اما صفت آن solar بسیار پرکاربرد است. واژهٔ Sol برای اشاره به زمان خورشیدی در دیگر سیاره‌ها مانند بهرام کاربرد دارد. یک روز خورشیدی در زمین، میانگین ۲۴ ساعت است در حالی که روی بهرام ۲۴ ساعت و ۳۹ دقیقه و ۳۵٫۲۴۴ ثانیه‌است.

ویژگی‌ها

خورشید ستاره‌ای از گونهٔ کوتولهٔ زرد است که ۹۹٫۸۶٪ از مجموع جرم سامانهٔ خورشیدی را از آن خود کرده‌است. هندسهٔ خورشید به یک کرهٔ کامل بسیار نزدیک است. پَخی بسیار کوچکی برابر با ۹×۱۰^-۶ در هندسهٔ آن وجود دارد در نتیجه میان قطر خورشید در دو سوی قطب‌ها نسبت به قطر آن در مدار استوایی ۱۰ کیلومتر اختلاف وجود دارد. از آنجایی که خورشید جامد نیست و از پلاسما ساخته شده‌است، در مدار استوایی نسبت به دو قطب، تُندتر می‌گردد. این رفتار به دلیل وجود پدیدهٔ همرفت در خورشید و جابجایی ماده در اثر اختلاف دما است. آنچنان که از قطب شمال دایرةالبروج دیده می‌شود، این جرم به بخشی از جرم خورشید تکانهٔ زاویه‌ای پادساعتگرد می‌دهد درنتیجه در سراسر خورشید یک سرعت زاویه را توزیع می‌کند. دورهٔ این گردش واقعی نزدیک به ۲۵٫۶ روز در مدار استوایی و ۳۳٫۵ روز در دو قطب است. از آنجایی که جایگاه زمین نسبت به خورشید همیشه در حال دگرگونی است و همیشه یک نقطه از زمین بهترین دید را نسبت به خورشید ندارد، گویا گردش این ستاره در مدار استوایی اش نزدیک به ۲۸ روز است. اثر جانب مرکز (گریز از مرکز) این گردش آرام، ۱۸ میلیون بار ضعیف تر از جاذبهٔ سطح خورشید در مدار استوایی آن است. اثر کشند سیاره‌ها هم بسیار ضعیف است و نمی‌تواند تاثیر آشکاری بر شکل ظاهری خورشید بگذارد.

خورشید ستاره‌ای با جمعیت (۱) است به عبارت دیگر ستاره‌ای سرشار از عنصرهای سنگین است. گمان آن می‌رود که آغاز پدیداری خورشید به موج‌های شوک تابیده شده از یک یا چند ابرنواختر آن همسایگی باز گردد. این تصور به دلیل انباشتگی عنصرهای سنگین مانند طلا و اورانیم در منظومهٔ خورشیدی نسبت به کمبود آن‌ها در ستاره‌های با جمعیت نوع (۲) یا فقیر در عنصرهای سنگین، پدید آمده‌است. پذیرفتنی است اگر بگوییم این عنصرها در اثر انرژی بسیار بالای پدید آمده هنگام واکنش‌های هسته‌ای ابرنواختر یا هنگام جذب نوترون و تبدیل یک عنصر به عنصر دیگر درون یک ستارهٔ نسل دومی بزرگ بوجود آمده‌است.

خورشید مانند یک سیارهٔ خاکی دارای مرز روشنی نیست. تنها در لایه‌های بیرونی، چگالی گازها به صورت نمایی با افزایش فاصله از مرکز خورشید کاهش می‌یابد. شعاع خورشید برابر است با فاصلهٔ مرکز خورشید تا لبهٔ شیدسپهر. این لایه، بیرونی ترین لایه‌ای است که پس از آن گازها یا بسیار سرد اند یا لایه‌ای بسیار نازک را می‌سازند که نمی‌توانند به اندازهٔ درخور توجه نور تولید کنند. در نتیجه لایهٔ آخر لایه‌ای است که چشم غیرمسلح بتواند به خوبی آن را ببیند.

هسته

از مرکز خورشید تا فاصله‌ای نزدیک به ۲۰ تا ۲۵ درصد شعاع خورشید به عنوان هستهٔ خورشید در نظر گرفته شده‌است. و چگالی آن ۱۵۰g/cm^۳ نزدیک به ۱۵۰ برابر چگالی آب، برآورد شده‌است. و دمای آن هم نزدیک به ۱۵٫۷ میلیون کلوین بدست آمده‌است. در مقابل دمای سطح خورشید نزدیک به ۵٬۸۰۰ کلوین است. تازه ترین پژوهش‌ها نشان داده‌است که گردش هستهٔ خورشید به دور خودش از دیگر جاهای شعاعی آن تندتر است. در بیشتر عمر خورشید، همجوشی هسته‌ای از راه زنجیره گام‌های p-p (پروتون-پروتون) و درنتیجه دگرگونی هیدروژن به هلیوم فراهم کنندهٔ انرژی خورشید بوده‌است. تنها ۰٫۸٪ از انرژی پدید آمده در خورشید وارد چرخهٔ سی‌ان‌او می‌شود.

هسته تنها ناحیه در خورشید است که بخش بزرگی از انرژی گرمایی آن را از راه همجوشی هسته‌ای فراهم می‌کند. به این ترتیب در ناحیه‌ای درونی از مرکز تا ۲۴٪ شعاع، کارمایهٔ ۹۹٪ خورشید فراهم می‌شود و تا ۳۰٪ از شعاع، فرایند همجوشی هسته‌ای به تمامی می‌ایستد و دیگر ادامه نمی‌یابد. دیگر جاهای ستاره از راه جابجایی انرژی از مرکز به لایه‌های بیرونی گرم می‌شود. کارمایهٔ پدید آمده در هسته پس از گذر از لایه‌های پی در پی وارد نورکُره می‌شود و از آنجا به صورت نور یا انرژی جنبشی ذرات به فضا می‌گریزد.

در هستهٔ خورشید در هر ثانیه، زنجیرهٔ پروتون-پروتون ۹٫۲×۱۰^۳۷ بار روی می‌دهد. از آنجایی که در این فرایند چهار پروتون آزاد (هستهٔ هیدروژن) هم زمان درگیر است پس در هر ثانیه ۳٫۷×۱۰^۳۸ پروتون به ذرهٔ آلفا (هستهٔ هلیوم) دگرگون می‌شود به زبان دیگر ۶٫۲×۱۰^۱۱ کیلو در ثانیه. در مجموع می توان گفت در سراسر خورشید نزدیک به ۸٫۹×۱۰^۵۶ پروتون آزاد دگرگون می‌شود. می دانیم که در هر همجوشی و دگرگونی هیدروژن به هلیوم نزدیک به ۰٫۷٪ از حرم به انرژی دگرگون می‌شود. پس خورشید در هر ثانیه ۴٫۲۶ میلیون تن جرم را در دگرگونی ماده-انرژی درگیر می‌کند. یا می توان گفت ۳۸۴٫۶ یوتا وات (۳٫۸۴۶×۱۰^۲۶) یا ۹٫۱۹۲×۱۰^۱۰ مگاتن TNT در هر ثانیه. این مقدار جرم از میان نمی‌رود بلکه بر پایهٔ هم‌ارزی جرم و انرژی به صورت انرژی تابشی در می‌آید.

توان تولید انرژی در هسته با کمک همجوشی، بسته به فاصله از مرکز خورشید تفاوت می‌کند. برپایهٔ شبیه سازی‌ها چنین براورد شده که توان در مرکز خورشید ۲۷۶٫۵ watts/m^۳ است. چگالی توان تولیدی خورشید بیشتر نزدیک به سوخت و ساز بدن یک خزنده‌است تا یک بمب اتم. قلّهٔ توان تولیدی خورشید با انرژی گرمایی تولید شده در یک فرایند فعال کمپوست مقایسه می‌شود. انرژی بسیار بالای بیرون آمده از خورشید نه به این دلیل که خورشید در یکای حجم توان بسیار بالایی تولید می‌کند بلکه به این دلیل است که حجم بسیار بزرگی دارد.

نرخ فرایند همجوشی هسته که در هستهٔ خورشید رخ می‌دهد در تعادل بسیار ظریفی است که پیوسته خود را اصلاح می‌کند تا در تعادل بماند: اگر میزان همجوشی اندکی بیش از اندازه‌ای باشد که اکنون است، آنگاه هسته به شدت گرم می‌شود، در برابر نیروی وزن لایه‌های بیرونی از هر سو گسترش می‌یابد، با این کار نرخ همجوشی کاهش می‌یابد و آشفتگی اصلاح می‌شود. اگر همجوشی اندکی کمتر از مقدار همیشگی آن باشد، هسته سرد و دچار جمع شدگی می‌شود، با این کار نرخ همجوشی افزایش می‌یابد و به تعادل باز می‌گردد.

پرتوهای گامای (فوتون‌های بسیار پرانرژی) آزاد شده از واکنش همجوشی پس از چند میلیمتر پلاسمای خورشیدی جذب می‌شوند و دوباره با اندکی انرژی کمتر در جهت‌های تصادفی تابیده می‌شوند. بنابراین برای یک فوتون زمان بسیار زیادی می‌کشد تا به سطح خورشید برسد. برآوردها نشان می‌دهد که برای یک فوتون ۱۰،۰۰۰ تا ۱۷۰،۰۰۰ سال طول می‌کشد تا در خورشید جابجا شود. ما برای نوترینو تنها ۲٫۳ ثانیه زمان برده می‌شود تا به سطح خورشید برسد. نزدیک به ۲ درصد از انرژی کل تولیدی خورشید مربوط به این ذره‌است.

در پایان سفر از لایهٔ همرفتی بیرونی و رسیدن به سطح شفاف نورکره، فوتون‌ها به صورت نور دیدنی در فضا تابیده می‌شوند. پیش از گریز از سطح خورشید، هر یک پرتوی گاما در هستهٔ خورشید به چندین میلیون فوتون نور دیدنی دگرگون می‌شود. در اثر واکنش‌های همجوشی در هسته ذره‌های دیگری به نام نوترینو هم آزاد می‌شوند. این ذره‌ها برخلاف فوتون‌ها کمتر با ماده وارد واکنش می‌شوند بنابراین تقریبا همهٔ آن‌ها می‌توانند بی درنگ از خورشید بگریزند. برای سالیان دراز شمار نوترینوهای آزاد شده از خورشید یا نوترینوهای شمرده شده با ابزارها یک-سوم شماری بود که نظریه‌های علمی پیشبینی می‌کرد. تا سال ۲۰۰۱ که دانشمندان دریافتند، دلیل این ناهماهنگی به ویژگی نوسان نوترینوها باز می‌گردد: حقیقت این بود که شمار نوترینوهای تابیده شده از خورشید با شمار پیشبینی شده از سوی نظریه با هم برابر بوده‌اند اما ابزارهای شمارش تنها ^۱⁄_۳ آن‌ها را شمرده بودند و باقی مانده را از دست داده بودند و این به دلیل تغییر مزهٔ نوترینوها (به معنی: عدد کوانتومی ذرهٔ بنیادی) در هنگام تشخیص با ابزار بود.

ناحیهٔ تابشی

در ناحیهٔ نزدیک به ۰٫۷ شعاع خورشید و یا پایین تر، مواد خورشیدی بسیار گرم و چگال اند آنقدر که بتوانند گرمای زیاد هسته را از راه تابش گرمایی به بیرون بتابانند. در این ناحیه رفتار همرفتی دیده نمی‌شود. با اینکه دمای ماده از ۷ میلیون کلوین به ۲ میلیون کلوین می‌رسد اما همچنان این مقدار کمتر از مقدار پیش بینی شده برای کاهش دما نسبت به افزایش ارتفاع است. پس این کاهش دما نمی‌تواند از راه همرفت صورت گیرد. در این بازه انرژی از راه تابش فوتون توسط یون‌های هیدروژن و هلیم روی می‌دهد. که البته این فوتون‌ها هم مسافت بسیار کوتاهی را پیش می‌روند و خیلی زود توسط یون‌های دیگر دوباره جذب می‌شوند. چگالی هم از ۰٫۲۵ شعاع خورشید تا بالای بازهٔ تابشی نزدیک به ۱۰۰ برابر افت می‌کند و از ۲۰ g/cm^۳ به ۰٫۲ g/cm^۳ می‌رسد.

ناحیهٔ همرفتی

در لایهٔ بیرونی خورشید، یعنی از سطح آن تا عمق نزدیک به ۲۰۰٬۰۰۰ کیلومتری (یا ۷۰٪ شعاع خورشید) پلاسمای خورشید به اندازهٔ کافی چگال یا داغ نیست تا بتواند انرژی گرمایی لایه‌های درونی را از راه تابش به بیرون برساند. به عبارت دیگر بجای ناحیه‌ای تابنده، ناحیه‌ای مات است. درنتیجه انرژی گرمایی از راه همرفت و ستون‌های داغ جابجا می‌شود.

ویژگی فیزیکی

۱- قطر خورشید درحدود ۱٬۳۹۲٬۰۰۰ کیلومتر یا ۱۰۹ برابر قطر زمین است.

۲- جرم خورشید ۳۳۳٬۰۰۰ برابر جرم زمین است (جرم زمین ۱۰۲۷×۶) و مقدار جرمی که خورشید از دست می‌دهد درحدود ۴/۲ میلیون تن در ثانیه‌است.

۳- وزن مخصوص خورشید ۴۱/۱ گرم بر سانتی متر مکعب است.

۴- حجم خورشید ۱۰۳۳× ۴/۱ سانتی متر مکعب که حدودا معدل ۱٬۴۰۰٬۰۰۰ برابر حجم زمین است.

۵- دمای مرکز خورشید ۱۵٬۰۰۰٬۰۰۰درجه کلوین است.

۶- مدت چرخش وضعی: ۲۵ روزدر استوا که درحوالی قطب‌ها به ۳۴ روز می‌رسد.

۷- یک سال کیهانی زمانی است که خورشید یک بار به دور کهکشان می‌چرخد ودر حدود ۲۲۵ میلیون سال است.

۸- قطر زاویه‌ای خورشید درآسمان ۳۲ دقیقه‌است. قدر ظاهری خورشید ۷/۲۶- است.

۹-خورشید در زمان پیدایش زمین (زمانی که زمین کاملا به اعتدال رسیده بود و آب در زمین وجود داشت) ۵ برابر امروز قطر و بزرگی داشت.

در حدود ۹۹٪ وزن خورشید را گازهای هیدروژن(H2) و هلیوم (He) تشکیل داده‌اند، که از مقدار نیز حدود ۷۰٪ هیدروژن۲۹٪ هلیوم و یک درصد مابقی، شامل سایر گازها می‌شود. در خورشید هرثانیه ۵۰۰ میلیون تن هیدروژن طی فرآیند همجوشی هسته‌ای به هلیوم تبدیل می‌شود که فقط حدود ۵٪ آن به شکل انرژِی از خورشید خارج می‌گردد. ازآن جایی که هم جوشی یک عمل گرماده‌است همجوشی‌های بیشمار خورشیدو انرژی گرمایی حاصل از آن به عنوان اشعه‌های خورشید در منظومهٔ شمسی پخش می‌شود که مقداری از آن به زمین می‌رسد این عمل نیز باعث طوفان‌های داغ و تحریک ابرهای اسید سولفوریک در زهره می‌گردد.

جو خورشیدی

از تمام خورشید فقط جو آن قابل مشاهده‌است ناحیه‌ای که از لحاظ فعالیت نیز غنی است پایه جو خورشیدی شید سپهر است لکه‌های خورشیدی بر روی شید سپهر ظاهر می‌شوند لایه خارجی بعدی رنگین سپهر است تاج آخرین لایه جوی خورشید می‌باشد.

شید سپهر یک لایه نازک گاز که بیشترین عمقی که می‌توانیم آن را مشاهده کنیم و تابش قابل رویت از آن منتشر می‌شود وبر این سطح دانه‌های گذرا با عمر متوسط ۵ تا دهها دقیقه را مشاهده می‌کنیم شکل گیری‌های روشن نا منظم که بوسیله رگه‌های تاریک احاطه شده‌اند این دانه دار شدن خورشیدی لایه بالایی ناحیه جا به جایی خورشید است لایه گازی به ضخامت حدود ۰/۲r زمینی که درست زیر پایه شید سپهر قرار می‌گیرد در این منطقه انرژی گرمایی توسط جا به جایی منتقل می‌شود توده‌های گرم

گاز(سلول‌های جا به جایی) بالا می‌روند و به صورت دانه‌های روشن ظاهر می‌شوند و انرژیشان را در شید سپهر تخلیه می‌کنند گازهای سرد تر پایین می‌آیند. طیف پیوستار سرار قرص خورشیدی یک دمای موثر _استفان بولتزمن_ 5800k را برای شید سپهر تعریف می‌کند از میان شید سپهر به سمت بیرون دما به شدت پایین می‌آید و سپس مجدداً در حوالی ۵۰۰km داخل رنگین سپهر شروع به بالا رفتن می‌کند تا این که به دماهای بسیاربالا درتاج می‌رسد. شید سپهریک طیف یوسته جسم سیاه گسیل می‌دارد لذا بایستی در طول موجهای مرئی کدر باشد اماچگالیها در اینجا بسیار کمتر از مقداری است که گاز برای کدر بودن و تولید تابش پیوسته جسم سیاه لازم دارد.

ارتعاشات خورشیدی

ارتعاشات خورشید مانند زنگیست که دائم در حال نواخته شدن است. خورشید در آن واحد بیشتر از ۱۰ میلیون درجه صوت مختلف ایجاد می کند. ارتعاشات گازهای خورشیدی از نظر مکانیکی شبیه به ارتعاشات هوا، که آنها را با نام امواج صوتی می شناسیم، می باشند. از این رو ستاره شناسان امواج خورشیدی را به رغم اینکه نمی شنویم، مانند امواج صوتی می دانند. سریعترین ارتعاش خورشیدی حدود ۲ دقیقه به طول می انجامد. مدت زمان یک ارتعاش مقدار زمان لازم برای کامل شدن یک حلقه یا سیکل از ارتعاش است. آرام ترین ارتعاشی که گوش انسان قادر به تشخیص آن می باشد مدت زمانی معادل ۲۰/۱ ثانیه دارد.

بیشتر امواج صوتی خورشید از “سلولهای حرارتی” موجود در توده های متراکم گاز در اعماق خورشید سرچشمه می گیرند. (*هوا دارای خاصیت ارتجاعی می‌باشد هنگامی که یک لایه از مولکولهای هوا به جلو رانده می‌شود، این لایه به نوبه خود لایه دیگری را به جلو می‌راند و خود به حال اول بر می‌گردد. لایه جدیدی نیز لایه دیگری را به جلو می‌راند و به همین ترتیب این عمل بارها و بارها تکرار می‌گردد تا انرژی به پایان برسد. این جابجایی مولکولها اگر بیش از ۱۶ مرتبه در ثانیه تکرار ‌گردد صدا بوجود می‌آید. هر رفت و برگشت لایه هوا یک سیکل نام دارد و تعداد سیکل در ثانیه تواتر یا بسامد یا فرکانس نامیده می‌شود).این سلولها انرژی را تا سطح خورشید بالا می آورند. بالا آمدن این سلولها مانند بالا آمدن بخار از آب در حال جوشیدن است. واژه سلولهای حرارتی به همین دلیل به آنها اطلاق می گردد. هنگامیکه سلولها بالا می آیند، سرد می شوند. آنگاه به درون خورشید جائیکه بالا آمدن از آنجا آغاز می شود باز می گردند. در هنگام سقوط و پائین رفتن سلولهای حرارتی ارتعاش شدیدی به وجود می آید. این ارتعاش باعث می شود که امواج صوتی از درون سلولها خارج شوند.

از آنجائیکه اتمسفر خورشید غلظت کمی دارد، امواج صوتی نمی توانند در آن به حرکت و جریان درآیند. در نتیجه، وقتی که یک موج به سطح می رسد مجددا به درون خورشید بر میگردد. بنابراین قسمت کوچکی از سطح خورشید حرکت تند و سریعی به بالا و پائین پیدا می کند. وقتی یک موج به درون خورشید سفر می کند، به سمت بالا و سطح آن خم می شود. مقدار انحنای موج بستگی به چگالی گازی که موج درون آن حرکت میکند و مواردی دیگر دارد. در نهایت، موج به سطح می رسد و دوباره به درون بر می گردد. این رفت و آمدها تا آنجا که موج انرژی خود را در گازهای پیرامون از دست بدهد، ادامه خواهد داشت.
امواجی که به عمیق ترین فاصله از سطح خورشید فرو می روند طولانی ترین مدت را دارند. برخی از این امواج تا هسته خورشید فرو می روند و مدتی معادل چندین ساعت دارند.

آینده خورشید

طی چند میلیارد سال آینده درخشندگی خورشید بسیار زیاد خواهد شد ودمای زمین به 100 درجه رسیده وآب اقیانوسها تبخیر خواهند شد.بعد از مدتی با اتمام سوخت هیدروژنی اش به یک غول سرخ تبدیل خواهد شد.این زمان خورشید دارای مرحله از ناپایداری شده  واندازه خورشید 50 برابر خواهد شد.دمای سطحی کاهش یافته اما درخشندگی کلی تا حدود 300 برابر مقدار کنونی افزایش خواهد یافت.دما در هسته خورشید به 100 میلیون درجه رسیده و هلیوم بدنبال واکنشهای هسته ای جدید به کربن و اکسیژن تبدیل خواهد شد.جرم خورشید آنقدر زیاد نیست که بتواند از طریق واکنشهای هسته ای کربن سوزی واکسیژن سوزی انرژی تولید کند.بعد از مدتی بادهای خورشیدی شدید از آن وزیدن گرفته ولایه های بیرونی به شکل سحابی سیاره ای به بیرون پرتاب می شوند.بعد از مدتی آنچه که باقی می ماند هسته ای تشکیل شده از مواد دژنره(تبهگن) بوده وخورشید به یک کوتوله سفید تبدیل خواهد شدو بعد از مدتهای طولانی با به ته کشیدن انرژی ،به یک کوتوله سیاه مرده وکم فروغ تبدیل خواهد شد.

خورشید گرفتگی (کسوف)

خورشیدگرفتگی یا کُسوف (نام قدیمی‌تر خورگیر^{[نیازمند منبع]}) وقتی رخ می‌دهد که سایهٔ ماه بر بخشی از زمین بیافتد و در نتیجه از دید قسمت‌هایی از کرهٔ زمین، قرص ماه روی قسمتی از قرص خورشید را بپوشاند. این پدیده هر 35 سال و در مناطق مداری هر 37 سال یکبار روی میدهد و هر فرد در طول عمر خود در ناحیه خود می‌تواند تا 2 بار آن را ببیند. این پدیده هنگامی رخ می‌دهد که زمین و ماه و خورشید به ترتیب در یک خط راست یا تقریباً در یک خط راست قرار بگیرند و این شرایط تنها در زمان ماه نو ممکن است برقرار گردد. گرفتگی کامل خورشید را باید یکی از منظره‌های بسیار زیبا و در عین حال ترسناک طبیعت دانست.

تعریف و واژگان مرتبط

برای ارائه تعریف دقیق نجومی خورشیدگرفتگی، باید به تعاریف زیر توجه نمود:

• گذر (ستاره‌شناسی)

هرگاه از دید یک ناظر، یک جسم آسمانی که در ظاهر کوچکتر است از مقابل یک جسم آسمانی که در ظاهر بزرگتر است عبور نماید، گذر جسم اول (از مقابل جسم دوم) رخ داده‌است.

• اختفاء (ستاره‌شناسی)

هرگاه از دید یک ناظر، یک جسم آسمانی که در ظاهر بزرگتر است از مقابل یک جسم آسمانی که در ظاهر کوچکتر است عبور نماید، اختفاء جسم دوم (توسط جسم اول) رخ داده‌است.

• گرفت (ستاره‌شناسی)

هرگاه یک جسم آسمانی از خلال سایهٔ یک جسم آسمانی دیگر عبور کند، گرفت جسم اول (توسط جسم دوم) رخ داده‌است.

بر اساس این تعاریف نجومی، هرگاه ماه از میان زمین و خورشید عبور نماید و سایهٔ ماه روی قسمتی از زمین بیافتد، هم اختفاءِ خورشید توسط ماه رخ داده‌است و هم گرفتِ زمین توسط ماه رخ داده‌است. با وجودِ این، چنانکه از قدیم به رخ دادن این پدیده خورشیدگرفتگی گفته می‌شده‌است، هنوز هم از این نام استفاده می‌شود.

هندسهٔ مداری خورشیدگرفتگی

زمین در گردش به دور خورشید و ماه در گردش به دور زمین در مدارهای بیضی‌شکل اما نزدیک به دایره حرکت می‌کنند. شعاع مدار گردش زمین به دور خورشید (تقریباً ۱۵۰ میلیون کیلومتر) حدود ۴۰۰ برابر بزرگتر از شعاع مدار گردش ماه به دور زمین (تقریباً ۳۸۰ هزار کیلومتر) است و این در حالی است که اندازهٔ واقعی خورشید نیز حدود ۴۰۰ برابر بزرگتر از اندازهٔ واقعی ماه است. این وضعیت باعث شده‌است که اندازهٔ ظاهری ماه و خورشید از دید اهالی کرهٔ زمین تقریباً یکسان باشد.

بیضی بودن مدارها، باعث می‌شود که فاصلهٔ زمین تا خورشید در طول زمان تا حد ۱٫۶ ٪ کم یا زیاد شود و فاصلهٔ ماه تا زمین در طول زمان تا حد ۵٫۴ ٪ کم یا زیاد شود. این مطلب موجب شده‌است که در زمان‌های مختلف، اندازهٔ ظاهری ماه و خورشید کمی تغییر کند و در نتیجه ماه گاهی کوچکتر، گاهی هم‌اندازه و گاهی اندکی بزرگتر از خورشید دیده شود. از سطح کرهٔ زمین، اندازهٔ ظاهری ماه از ۲۹٫۳ تا ۳۴٫۱ دقیقهٔ قوس و اندازهٔ ظاهری خورشید از ۳۱٫۶ تا ۳۲٫۷ دقیقهٔ قوس در تغییر می‌باشند.

صفحهٔ مداری گردش ماه به دور زمین، نسبت به صفحهٔ مداری گردش زمین به دور خورشید °۵٫۱۴۵ زاویه دارد. این مطلب باعث می‌شود که در زمان ماه نو، در اغلب موارد ماه با خط واصل بین زمین و خورشید فاصله داشته باشد و تنها در بعضی از دفعاتِ ماه نو این سه جرم آسمانی تقریباً در یک خط راست قرار بگیرند.

ویژگی‌های مداری ذکر شده در بالا، موجب شده‌است که پدیدهٔ خورشیدگرفتگی در کرهٔ زمین از ویژگی‌های منحصر به فردی در بین سیارات منظومهٔ خورشیدی برخوردار باشد و پیچیدگی‌ها و زیبایی‌های خاصی به شرح زیر در آن دیده شود:

دفعات خورشیدگرفتگی

حدود ۳۰ روز طول می‌کشد تا ماه یک گردش کامل به دور زمین انجام دهد و در هر بار گردش، یک بار ماه نو رخ خواهد داد.

اگر صفحهٔ مداری گردش ماه به دور زمین همان صفحهٔ مداری گردش زمین به دور خورشید می‌بود، در هر ماه یک بار خورشید گرفتگی رخ می‌داد. اما وجود انحراف زاویه‌ای بین این دو صفحه، باعث می‌شود که در بسیاری از ماه‌ها، ماه از بالا یا پایین قرص خورشید بگذرد.

بنا بر این تنها دو یا سه بار در هر سال، ماه در هنگام عبور از فاصلهٔ میان زمین و خورشید به اندازهٔ کافی به خط واصل بین زمین و خورشید نزدیک می‌شود و در این هنگام گرفت خورشید رخ می‌دهد.

انواع خورشیدگرفتگی

• خورشیدگرفتگی حلقوی

این نوع از خورشیدگرفتگی، هنگامی رخ می‌دهد که از سطح زمین اندازهٔ ظاهری ماه کوچکتر از اندازهٔ ظاهری خورشید دیده شود. در این وضعیت، در مکان‌هایی از کرهٔ زمین که به خط واصل مرکز خورشید و مرکز کرهٔ ماه خیلی نزدیک هستند، تنها حلقهٔ پرنوری از خورشید دیده می‌شود و درون حلقه (که روی تاریک ماه است) کاملا تاریک دیده می‌شود.

• خورشیدگرفتگی کلی

این نوع از خورشیدگرفتگی، هنگامی رخ می‌دهد که از سطح زمین اندازهٔ ظاهری ماه اندکی بزرگتر از اندازهٔ ظاهری خورشید دیده شود. در این وضعیت، در مکان‌هایی از کرهٔ زمین که به خط واصل مرکز خورشید و مرکز کرهٔ ماه خیلی نزدیک هستند، تمام سطح خورشید توسط روی تاریک ماه پوشانده می‌شود.

در این نوع خورشیدگرفتگی امکان رؤیت جو خورشید وجود دارد که زیبایی این پدیده عمدتا به همین موضوع برمی‌گردد. معمولاً هر ۱٫۵ سال یک بار خورشید گرفتگی کلی روی می‌دهد، اما هر انسان در طول عمرش شاید یک بار شانس تماشای این پدیده را داشته باشد.

در خورشیدگرفتگی کلی (کسوف کامل) زمین، ماه و خورشید در یک راستا قرار میگیرند، در این حالت کل قرص خورشید در پشت ماه پنهان می‌شود. سایه ماه فقط چند کیلومتر از سطح زمین را در بر می‌گیرد و به موازات حرکت ماه در مدار خود، یک مسیر طولانی منحنی شکل در روی زمین می‌پیماید. تنها کسانی می‌توانند گرفتگی خورشید را ببینند که در جایی از این مسیر باریک و طولانی واقع باشند.

در هر نقطه، مدت گرفتگی کامل، بیشتر از دو تا پنج دقیقه طول نمی‌کشد. هر چه گرفتگی کامل نزدیکتر می‌شود، آسمان تاریکتر می‌شود و ستارگان بیشتری پدیدار می‌شوند. هنگامی که قرص خورشید کاملاً پوشانده می‌شود، هاله سفید رنگ درخشانی در اطراف ماه می‌درخشد. این همان تاج است که بصورت هاله‌ای از گازهای رقیق و داغ از خورشید جریان دارند. در کنار قرص سیاه ماه، حلقه باریک و سرخ رنگی از گازهای خورشید به چشم می‌خورد که فام‌سپهر نام دارد.

• خورشیدگرفتگی جزئی

هرگاه خورشیدگرفتگی اتفاق می‌افتد، در مکان‌هایی از سطح کرهٔ زمین که از خط واصل مرکز خورشید و مرکز کرهٔ ماه دور هستند، امکان رؤیت گرفت کلی یا گرفت حلقوی وجود ندارد. در چنین نقاطی - که شامل مساحت بیشتری از زمین می‌شود - دو قرص خورشید و ماه هم‌مرکز دیده نمی‌شوند و در نتیجه روی تاریک ماه، تنها قسمتی از قرص خورشید را می‌پوشاند که به این حالت گرفت جزئی گفته می‌شود.

• خورشیدگرفتگی مرکب

در بعضی از خورشیدگرفتگی‌ها، از سطح زمین اندازهٔ ظاهری ماه و خورشید خیلی به یکدیگر نزدیک است. در این وضعیت که خیلی به ندرت رخ می‌دهد، ممکن است در نقاطی از سطح زمین خورشیدگرفتگی کلی و در نقاط دیگری خورشیدگرفتگی حلقوی دیده شود که به این حالت خورشیدگرفتگی مرکب اطلاق می‌گردد. در این حالت نیز در دیگر نقاط سطح زمین، خورشیدگرفتگی جزئی دیده خواهد شد.

ارتباط نوع خورشیدگرفتگی با سایهٔ ماه

A کسوف کلی در قسمت سایه
B کسوف حلقوی در پشت سایه (ضد سایه)
C کسوف جزئی در قسمت نیم‌سایه

برای هر جسم کروی تاریک مانند ماه که در نزدیکی جسم کروی نورانی مانند خورشید قرار بگیرد، سایه‌ای تشکیل می‌شود که می‌توان در آن قسمت‌های زیر را تشخیص داد:

• سایه که جسم نورانی در آن دیده نمی‌شود و کاملا تاریک است.
• نیم‌سایه که تنها یک سمت از جسم نورانی در آن دیده می‌شود، در قسمت بیرونی سایه قرار دارد و نیمه‌تاریک است.
• ضد سایه که قسمت‌های میانی جسم نورانی در آن دیده نمی‌شود، در قسمت عقب سایه قرار دارد و نیمه‌تاریک است.

اگر وضعیت مداری ماه در هنگام ماه نو به گونه‌ای باشد که هیچ کدام از سه قسمت سایه ماه با سطح زمین تلاقی نکند، خورشیدگرفتگی اتفاق نخواهد افتاد. در غیر این صورت، یکی از حالت‌های زیر رخ خواهد داد:

1. اگر فاصله ماه و زمین در هنگام ماه نو به میزانی (کم) باشد که بخش سایه ماه با سطح زمین تلاقی پیدا کند، در آن قسمت از زمین خورشیدگرفتگی کلی قابل رؤیت خواهد بود. (قسمت A در شکل مقابل)
2. اگر فاصله ماه و زمین در هنگام ماه نو به میزانی (زیاد) باشد که بخش سایه ماه با سطح زمین تلاقی پیدا نکند، در آن صورت ضد سایه با سطح زمین برخورد می‌کند و در چنین قسمت‌هایی از زمین خورشیدگرفتگی حلقوی قابل رؤیت خواهد بود. (قسمت B در شکل مقابل)
3. ممکن است در حالت‌های خاص بعضی نقاط زمین از بخش سایه و بعضی نقاط دیگر از بخش ضد سایه عبور کنند، که در این وضعیت خورشیدگرفتگی مرکب (در بعضی نقاط کلی و در بعضی نقاط حلقوی) خواهد بود. خورشیدگرفتگی فروردین‌ماه ۱۳۸۴ (آوریل ۲۰۰۵) در آمریکای جنوبی از این دسته بوده‌است.
4. در هر سه حالت فوق، قسمت‌های زیادی از سطح زمین از قسمت نیم‌سایه عبور خواهند کرد و در این نقاط خورشیدگرفتگی جزئی رؤیت می‌شود. (قسمت C در شکل مقابل)
5. ممکن است در شرایطی تنها نیم‌سایه با سطح زمین برخورد نماید. در این حالت بعضی نقاط سطح زمین خورشیدگرفتگی جزئی را تجربه خواهد کرد بدون اینکه در جایی خورشیدگرفتگی کلی یا حلقوی رخ داده باشد. خورشیدگرفتگی انتهای اسفندماه ۱۳۸۵ (مارس ۲۰۰۷) و خورشیدگرفتگی شهریورماه ۱۳۸۶ (سپتامبر ۲۰۰۷) از این دسته بوده‌اند.

مسیر خورشیدگرفتگی

در خلال گرفت، بر اثر حرکت ماه و چرخش زمین، سایه ماه زمین را از غرب به شرق طی می‌کند، که به این سیر حرکتی سیر گرفتگی کلی می‌گویند. هر کسی که در این مسیر باشد خورشید را در حالت گرفت کلی خواهد دید، این مسیر در بیشترین حالت به ۳۲۰ کیلومتر می‌رسد و حدود نیم درصد سطح زمین را می‌پوشاند.

خورشیدگرفتگی در زمین و دیگر سیارات

اندازهٔ ظاهری ماه و خورشید از دید اهالی کرهٔ زمین تقریباً یکسان و به دلیل بیضوی بودن مدارها تا حدودی دارای نوسان می‌باشند. این مطلب موجب شده‌است که پدیدهٔ خورشیدگرفتگی در کرهٔ زمین از ویژگی‌های منحصر به فردی در بین سیارات منظومهٔ خورشیدی برخوردار باشد و پیچیدگی‌ها و زیبایی‌های خاصی در آن دیده شود.

در دیگر سیارات منظومهٔ خورشیدی هم پدیدهٔ خورشیدگرفتگی روی می‌دهد، اما زیبایی‌های مربوط به خورشیدگرفتگی در کرهٔ زمین در دیگر سیاره‌ها دیده نمی‌شود. در سیاره مشتری، به دلیل تعدد قمرها، خورشیدگرفتگی‌های متعددی رخ می‌دهد. در پلوتو نیز خورشیدگرفتگی وجود دارد، اما این پدیده به صورت دوره‌ای و در فواصل بیش از ۱۰۰ سال رخ می‌دهد.

خورشیدگرفتگی در طول تاریخ

در طول تاریخ این پدیده همواره مورد توجه اقوام و ملل مختلف بوده‌است. اغلب تمدنهای کهن خورشید گرفتگی را پدیده‌ای شوم می‌پنداشتند و درباره آن اعتقادات خرافی داشتند. چینی‌ها عقیده داشتند که هنگام خورشید گرفتگی اژدهایی خورشید را می‌بلعد. در بسیاری از فرهنگها خورشید گرفتگی بلایی آسمانی پنداشته می‌شده‌است. مردم هند در خلال گرفتگی خود را تا گردن در آب فرو می‌کردند و اعتقاد داشتند که با این کار به خورشید و ماه کمک می‌کنند تا در برابر اژدها از خود دفاع کنند. مردم در زمان‌های قدیم از گرفتگی خورشید می‌ترسیدند. آنها علت گرفتگی را نمی‌دانستند و خیال می‌کردند که ممکن است خورشید برای همیشه ناپدید شود.

اهمیت علمی خورشیدگرفتگی

مردم در زمان‌های قدیم از گرفتگی خورشید می‌ترسیدند، چرا که در ابتدا علت گرفتگی را نمی‌دانستند و خیال می‌کردند که ممکن است خورشید برای همیشه ناپدید شود و در ثانی به طور معمول این پدیده را به مسائل ماوراء طبیعی و خدایان ارتباط می‌دادند و ناپدید شدن خورشید را ناشی از خشم خدایان می‌پنداشتند.

اما امروزه جنبه علمی این پدیده به خوبی شناخته شده‌است و به همین خاطر به غیر از تماشای زیبایی ظاهری آن، استفاده‌های علمی هم از این پدیده صورت می‌پذیرد.

در زمان خورشیدگرفتگی و به خصوص در خورشیدگرفتگی کلی، امکان انجام بررسی‌های علمی خاصی روی بعضی از مسائل علمی فراهم می‌گردد که در مواقع دیگر عملاً غیر ممکن است و همین مطلب ارزش علمی این پدیده را بالا می‌برد.

مدتها پیش از آنکه گرفتگی رخ دهد. برنامه ریزی دقیقی صورت می‌گیرد، تا چندین هیئت در مسیر گرفت مستقر شوند. اخترشناسان تلاش می‌کنند تا محلهایی را انتخاب کنند که در مدت کوتاهی، گرفتگی ابری نباشد. طی چند دقیقه قابل استفاده، دوربینها و دستگاهها، هم‌زمان به عکسبرداری و آزمایشهای مختلف مشغول می‌شوند. حتی برخی از گروههای پژوهشگر در حالی که دستگاهها را در هواپیما جای می‌دهند، مطالعات خود را هنگام پرواز انجام می‌دهند. آنها با این روش می‌توانند از مزاحمت ابرها به دور باشند و نیز با پرواز هواپیما، مسیر سایه ماه را دنبال کنند. از اینرو به مدت مشاهده گرفتگی چندین دقیقه افزوده می‌شود.

وقتی ماه قرص خورشید را می‌پوشاند لایه‌های خارجی جو خورشید را می‌توان رصد کرد. با پدیدار شدن ستاره‌ها می‌توان انحنای فضا-زمان را اندازه گیری کرد با محاسبه زمان تماس اول ماه با خورشید می‌توان به جزئیاتی در حرکت مداری ماه و زمین پی‌برد. می‌توان ستارگان دنباله‌داری را که در حضیض هستند بررسی کرد و ... . در قرن اخیر مهم‌ترین سنجشهای خورشید گرفتگی اندازه گیری مکان ستاره‌های قابل روئیت در اطراف خورشید و تأیید تجربی نسبیت عام انیشتین است. نسبیت عام پایه کهکشان‌شناسی نوین است. امروزه گرفتگی کامل، برای اخترشناسان فرصت گرانبهایی است تا بخش‌های کم نورتر تاج خورشید و نیز لایه فام سپهر را مطالعه کنند.

لکه های خورشیدی

لکه خورشیدی ناحیه‌ای بر روی سطح خورشید (فوتوسفر) می‌باشد که به وسیله فعالیت‌های شدید مغناطیسی بوجود می‌اید که مانع از انتقال گرما می‌شوند، این ناحیه‌ها به علت کاهش درجه حرارت سطح به وجود می‌آیند. آن‌ها می‌توانند بدون کمک تلسکوپ از روی زمین نیز دیده شوند. اگرچه این ناحیه‌ها درجه حرارتی در حدود ۳۰۰۰ - ۴۵۰۰ کلوین دارند، تضاد دمای این ناحیه با مواد پیرامون در حدود ۵۸۰۰ کلوین به آن‌ها اجازه می‌دهد تا به وضوح به عنوان لکه‌های سیاه دیده بشوند، همچون بدنی که از شدت گرما سیاه شده باشد (تقریبا نزدیک فوتوسفر)این تابعی از T (دما) به توان چهارم است. اگر یک لکه خورشیدی از فوتوسفر جدا شود می‌تواند قوس الکتریکی درخشانی را بوجود بیاورد.

لکه خورشیدی، در حین ظاهر شدن از فعالیت‌های شدید مغناطیسی، میزبان آثار دیگری مانند تاج‌های خورشیدی و رخدادهای قطع ارتباط نیز هستند. بیشتر شراره‌های خورشیدی و پس‌زنی توده تاج سرچشمه در فعالیت‌های مغناطیسی پیرامون منطقه گروه‌های لکه قابل رویت خورشید است. پدیده‌های مشابهی که به طور غیر مستقیم در ستاره‌ها رصد شده‌اند عموما لکه‌های ستاره‌ای نامیده می‌شوند و در دو نوع روشن و تاریک اندازه گیری شده‌اند.

نحوه ی کشف و مشخصات

قبل از سال ۱۶۱۵ میلادئ اروپاییان عقیده داشتند که خورشید یک کره تابناک وبی لکه باشد.

درآن سال گالیله پیک نجومی خود راچاپ کرد که در آن وجود لکه های تاریک – لکه های خورشیدی در سطح خورشید را گزارش نمود. لکه های خورشیدی پدیده های شید سپهری(سطح مریی خورشید است ) می باشند . که ازاطراف شید سپهرتاریکتر هستند . تاریکترین قسمت یعنی ناحیه مرکزی با دمای ۵۸۰۰۰k تمام سایه را می سازد . لکه های خورشیدی کوچک از روزنه هایی که بزرگتر از سطوح تاریک معمول بین دانه های روشن هستند گسترش می یابند. اگر چه بیشتر روزنه ها و لکه های کوچک خیلی زود تجزیه می شوند اما بعضی از انهابه لکه های واقعی عظیم تبدیل می گردند بزرگترین لکه تاریک دا رای قطر تمام سایه ۳۰۰۰۰km و قطر های ناحیه نیم سایه بیشتر از دو برابر این مقدار است .از این رو گاهی هنگام غروب آفتاب که خورشید رنگ پریده می گردد میتوان با چشم غیر مسلح هم به وجود این لکه ها پی برد .

هر لکه از دو قسمت تشکیل می شود. یک قسمت مرکزی که رنگ آن تیره است ودیگری اطراف لکه که رنگ آن نسبت به مرکز روشنتراست. ظهور هرلکه در سطح خورشید موقتی است وباعلل ایجاد ووسعت عمل ان در یک مدت زمانی بتدریج محو می شود. نحوه از بین رفتن ان به این ترتیب است که روشنی اطراف لکه، به تدریج هسته ان را احاطه کرده وبه مرکز نزدیک میشود وکاملا منطقه تیره رنگ را نابود می نماید .

درمورد لکه های خورشیدی نظرهای گوناگونی ارائه شده است که مهمترین آنها تئوری اورشید دانشمند معروف سوئدی است . بر اساس این نظریه ، قسمتی ازداخل خورشید ، به شکل یک جریان به سمت خارج آن حرکت می کند وپس از رسیدن به سطح ،مانند چتری پراکنده می شود وچون براثراین عمل فشار وحرا رت آن کاسته می شود،کمی فشرده وسرد گشته وبه شکل لکه های تیرهرنگی در سطح خورشید باقی می مانند وبه تدریج از بین می روند .

مهمترین مشخصه لک خورشیدی میدا ن مغناطیسی آن می باشد .که از حدود 1T/. تا میدانهای قویتر ۴T/.اندازه گیری شده اند وباعث میشوند از انتقال انرژی به شید سپهر از طریق جابجایی ،جلوگیری کند از این روست که لکه خورشیدی سردتر از محیط اطرا فش می باشد. یک لک خورشیدی دار ای قطبش مغناطیسی میباشد که لکه ها رادر دو سوی قطب مغناطیسی جمع میکند اما ممکن است استثنائاتی وجود داشته باشد که ناحیه مغناطیس دوم پراکنده باشد وفقط یک لک خورشیدی دیده شود.

تعداد لکه های خورشیدی متاثر از زمان است و با زمان تغییر میکند و برای بیشترین وکمترین تعدادلکه ها یک چرخه ای به طور متوسط یازده سال را در نظر گرفته اند .

وضع خورشید همیشه مانند ۲۰۰ سال گذشته یکنواخت نبوده است .بین سالهای ۱۶۴۵و۱۷۱۵ هیچ لکه خورشیدی ثبت نشده است .

در خلال حداقل لکه های خورشیدی طوفانهای مغناطیسی و جلوه های شفقی که معمولا در کشورهای اروپای شمالی فراوا نند در طی این دوره تناوب ۷۰ ساله واقعا ناپدید شدند.در سال ۱۷۱۵ که فعالیتهای خورشیدی مجددا ظاهر شدند ،جلوه های شفق در مکانهایی مثل استکهلم وکپنهاگ باعث نگرانی شدند .

بیش از ۵۰ سال روی رابطه بین چرخه ۱۱ ساله لکه خورشیدی و محیط زمین مطا لعه شده است .دوگلاس روی لایه های حلقوی تنه درختان که به صورت ۲۰ تایی تاریخگذاری شده بودند ،یک تغییر چرخه ای در رشد درختان کشف کرد . طی هر دهه یا دو دهه رشد سالانه درختان آهنگی تند وپس آهنگی کند را داشت . در آخر نیمه قرن ۱۷ این تغییر چرخه همیشگی وجود نداشت این دوره تناوب متناظر با حداقل مآندر در دوره لکه خورشیدی است .مطالعات نشان داده است که در ۵۰۰۰ سال گذشته فعالیت خورشیدی مانند حداقل مآندر با دوازده نوسان همراه بوده است .مطالعات اخیر نشان داده اند که اثرات مستقیم دوره لکه خورشیدی در هوای روز اندک است و لیکن تغییرا ت بلند مدت فعالیت خورشیدی ممکن است در اب و هوای زمین اثر بگذارد . حداقل مآندر در اواخر قرن ۱۷ با بدترین سرمای عصر یخبندان کوچک که اروپا را فلج کرد مصادف شد .رابطه بین فعالیت خورشیدی و محیط زمین مساله مشکلی است و اغلب با بحث های گرم همراه است . ولی انقدر مهم است که نمی توان ازآن چشم پوشی کرد.

تغیییرعرض جغرافیایی

توزیع لکه های خورشیدی در عرض جغرافیایی خورشید به طریق به خصوصی در خلال چرخه ۱۱ ساله تعداد لکه خورشیدی تغییرمی کند .لکه های خورشیدی در آغازیک جرخه در عرضهای جغرافیایی بالا (۳۵_+) درجه قرا ر می گیرند . بیشتر لکه ها در نزدیکی عرض ۱۵ _+ درجه در حا لت بیشینه خود و چند لکه در انتهای چرخه خوشه نزدیک ۸۰ _+ درجه واقع می شوند. تعداد کمی از لکه های خورشیدی را حتی می توان در عرض جغرا فیایی بالاتر از ۴۵_+درجه مشاهده کرد . زمان حیا ت یک لک خورشیدی از چند روز (برای لکه های کوچک ) تا چند ماه (برای لکه های بزرگ) طول می کشد . در حقیقت یک لکه خورشیدی در همان عرض جغرافیایی که متولد شده از بین می رود.(مشخصه ای که به ما امکان می دهد تا چرخش خورشیدی را تعیین کنیم )آنچه که اتفاق می افتد این چنین است .همانطور که چرخه پیشرفت می کند ،لکه های جدید حتی در عرض های جغرافیایی پا یین ترظاهر می شوند .اولین لکه های عرض جغرافیایی بالا از یک چرخه حتی قبل ا زآخرین لکه های عرض جغرافیایی پا یین از چرخه قبلی ظاهر می شوند.

ناهید (همچنین زهُره) به ترتیب فاصله از خورشید، دومین سیاره سامانه خورشیدی است که میان زمین و تیر (عطارد) قرار گرفته‌است. این سیاره نزدیک‌ترین سیاره به زمین می‌باشد و بعد از ماه، درخشان‌ترین جرم آسمانی طبیعی است که به هنگام شب از زمین رویت می‌شود. ناهید داغ‌ترین سیاره در منظومهٔ خورشیدی است. جو ضخیم و غلیظ آن موجب میشود که دیدن سطح آن از طریق رصد، دشوار باشد.

این سیاره در فارسی بیدخت و بیلفت نیز نامیده می‌شد. و واژه بیدُخت در شکل کهن‌تر خود بَغدخت و به معنای «دختر خدا» بوده‌است.

سیاره ناهید، فاقد ماه است و از بسیاری جهات چون اندازه، جرم، جاذبه و ترکیبات ساختاری، به زمین شباهت دارد و به همین دلیل به آن لقب خواهر زمین را داده‌اند. چنانکه قطر آن در حدود ۱۲٫۱۰۴ کیلومتر است، در مقایسه با زمین که قطرش ۱۲٫۷۵۶ کیلومتر است. جرم ناهید حدوداً ۸۱ درصد جرم زمین و چگالی آن، نزدیک به ۹۵ درصد چگالی زمین است. با اینحال ناهید در قیاس با بیشتر سیارات سامانه از جمله زمین، کروی‌تر است و به دلیل چرخش آهسته به دور مدارش، پدیده تورفتگی یا مسطح شدن قطبها و بادکردگی یا تورم نواحی استوایی در آن، کمتر از دیگر سیارات رخ میدهد.

این سیاره را جزء سیاره‌های زمین‌وار و متراکم طبقه بندی کرده‌اند که دارای آتشفشانهای فعال، «ناهیدلرزه» و کوهواره است. ناهید در مداری تقریباً دایره‌وار به فاصله میانگین ۱۰۸ میلیون کیلومتر از خورشید، به دور آن می‌گردد. هنگامی که در نزدیکترین وضعیت نسبت به زمین قرار میگیرد، فاصله آن با زمین ۴۲ میلیون کیلومتر میشود و در دورترین حالت ۲۵۷ میلیون کیلومتر با آن فاصله دارد.

زمان لازم برای یکبار گردش این سیاره به دور خورشید ۲۲۵ روز زمینی می‌باشد. تفاوت بزرگ ناهید با زمین، جو آن است که بیشتر آنرا دی‌اکسید کربن تشکیل داده و در ابرهای فوقانی آن قطرات ریز اسید سولفوریک وجود دارد. وجود دی‌اکسید کربن در جو این سیاره دمای آنرا به مقدار بسیار چشم‌گیری افزایش داده‌است. (۴۶۴ درجه سانتیگراد نزدیک سطح سیاره).

نور آفتاب پس از نفوذ در جو این سیاره و جذب شدن توسط سطح آن، به‌صورت گرما از سطح بازتابیده میشود، اما انبوه دی‌اکسید کربنِ جو ناهید، این گرمای بازتابیده را به دام انداخته و از رها شدن آن در فضا جلوگیری می‌کند. این جذب اضافی گرما، که به پدیده گلخانه‌ای معروف است، میانگین گرمای ناهید را بیش از هر سیاره دیگری (حتی سیاره تیر) در سامانه خورشیدی بالا برده‌است به‌طوریکه این حرارت برای ذوب کردن فلز سرب کافیست. از اینرو پیدایش زندگی در این سیاره، غیر ممکن است.

در اوایل سال ۱۹۶۰ راداری را به‌سوی ناهید نشانه‌روی کردند که سیگنال‌های آن از ابرهای این سیاره عبور کرده و پس از برخورد با سطح جامد سیاره، منعکس گردید. برای اولین بار دانشمندان اطلاع جالبی را درباره سطح ناهید به‌دست آوردند، که نشان می‌داد ناهید دارای حرکت چرخشی در جهت معکوس است. چرخش آن از شرق به غرب است و آفتاب از مغرب طلوع و در مشرق غروب می‌کند.

نام لاتین این سیاره، ونوس، برگرفته از نام خدای رومی عشق و زیبایی است. در یونان باستان، نام خدای آفرودیته بر آن نهاده شد و ایرانیان در زمان هخامنشیان، خدای مونث آناهیتا (ایزد باروری و آبها) را با این سیاره مرتبط میدانستند که در پارسی میانه، به اَناهید و در فارسی امروزی به ناهید تغییر یافته‌است.

کاوش‌های رباتیک در ناهید

سفینه مارینر ۲، که در اوت ۱۹۶۲ پرتاب شد، در دسامبر ۱۹۶۲ از ۳۵۰۰۰ کیلومتری ناهید گذشت. مشاهدات این سفینه نشان داد که زهره را ابرهای سفید رنگ مایل به زردی، کاملاً پوشانده‌است و شکافی در این ابرها نیست که از راه آن بتوان نظری به سطح جامد این سیاره افکند. سفینه مارینر ۱۰ در فوریه ۱۹۷۴ از ارتفاعی کمتر از ۶۵۰۰ کیلومتری، زهره را مورد پژوهش قرار داد و معلوم شد که این ابر‌ها حرکت منطقه‌ای دارند و با سرعتی بیش از ۲۴۰ کیلومتر در ساعت سیاره را دور می‌زنند و در مناطقی از زهره که رو به خورشید است، برهمکنشی میان جریان‌های بزرگ مقیاس همرفتی با این حرکت منطقه‌ای وجود دارد. در ۲۲ اکتبر ۱۹۷۵ وسیله‌ای از سفینه بدون سرنشین ونرا ۹ متعلق به اتحاد جماهیر شوروی سابق، بر زهره فرود آمد و علی رغم شرایط فوق العاده سخت دما و فشار توانست به مدت ۲ ساعت عکس‌هایی از چشم انداز این سیاره بگیرد و اطلاعات گسترده‌ای از سطح زهره بفرستد. سه روز بعد وسیله مشابهی از سفینه ونرا ۱۰ در ۲۲۰۰ کیلومتری محل فرود وسیله ونرا ۹ به زهره نشست و یافته‌های خود را به مدت ۶۵ دقیقه ارسال کرد. این عکس‌ها، نخستین عکس‌هایی بودند که تا آن زمان از سطح سیاره‌ای دیگر گرفته شده بود.

• کاوشگر مداری ونوس‌اکسپرس، یازدهم آوریل سال ۲۰۰۶ میلادی وارد مدار سیاره ناهید گشت و تنها پس از یک روز موفق شد اولین تصویر را از قطب جنوب این سیاره برداشت و به زمین مخابره کند. این اولین باری بود که تصویری از قطب جنوب سیاره ناهید برداشته می‌شد.

دومین سیاره منظومه شمسی بعد از تیر٬ سیاره زهره (عربی)یا ناهید(فارسی) است.بعد از ماه و خورشید پرنورترین جسم آسمانی است وهر از چند گاهی نظر مردم را به خود جلب می کند.ونوس که معادل لاتین زهره است به معنای الهه زیبایی وعشق است.یونانیها آنرا آفرودیت وبابلیها آنرا ایشتار می نامیدند.این سیاره 1600 سال قبل از میلاد هم شناخته شده بوده  وظاهرا" اقوام مایا آنرادر روز هم رصد می کرده اند.

از آنجاییکه بسیاری از کمیت های آن مانند زمین است (قطر آن تنها 650 کیلومتر از زمین کمتر است) آنرا خواهر زمین هم خوانده اند وقبلا" تصور بر این بوده که زیر ابرهای آن مانند زمین تمدنی هوشمند وجود دارد.زهره با دمایی که دارد وهمه جایش چه شب وچه روز تقریبا"470 درجه است بیشتر به جهنم شبیه است تا زمین.برخلاف سیاره تیر که دیدنش بسیار مشکل است سیاره زهره را تقریبا" همه انسانها بدلیل درخشندگی خیره کننده اش حداقل یکبار دیده اند هرچند شاید آنرا نشناخته باشند.

این سیاره مانند تیر و ماه دارای دوره کامل هلالی می باشد وهلال های آن تقریبا" هر 1.5 سال یا ۵۸۶ روز تکرار می شوند (دوره تناوب هلالی)وحتی بعضی افراد ادعا کرده اند که هلال آنرابا چشم غیر مسلح دیده اند. نیمی از این مدت در سمت راست خورشید(از دید زمینیان) بوده وهنگام صبح دیده می شود ونیمی دیگر در سم چپ خورشید بوده وشامگاهان دیده می شود.عامه مردم در حالت اول آنرا ستاره صبحگاهی ودر حالت دوم ستاره شامگاهی می نامند.

وضعیت مداری و هلالی سیاره

ناهید در مداری که از همه سیارات دایروی تر است بدور خورشید می چرخد (کمترین خروج از مرکز را دارد)بطوریکه فاصله آن با خورشید طی یک دوره  تنها بین 107 تا 108 میلیون کیلومتر تغییر می کند.نزدیکترین فاصله آن با زمین 42 میلیون کیلومتر ودورترین فاصله آن یعنی زمانیکه در سمت دیگر خورشید است به 257 میلیون کیلومتر می رسد بنابراین تغییرات اندازه ظاهری آن بسیار زیاد است ودر حالت نزدیکی قطر ظاهری آن 6 برابر بزرگتر از زمانیکه دور است می باشد.علاوه بر مدار دایروی ٬شکل ظاهری آن نیز بدلیل چرخش خیلی کند (سرعت وضعی آن تنها 6.5 کیلومتردرثانیه است در مقایسه بازمین که این سرعت 30 کیلومتر در ثانیه است) برخلاف دیگر سیارات که قطر استوایی بیشتری دارند بسیار دایروی است.هسته این سیاره وزمین  ترکیبی از آهن ونیکل است در حالیکه هسته تیر ومریخ آهنی است.

 بیشترین فاصله زاویه ای زهره با خورشید یا همان بیشترین کشیدگی به 46 درجه می رسد بهمین دلیل حداکثر سه ساعت قبل از طلوع ویا سه ساعت بعد از غروب خورشید قابل مشاهده است وهنگامیکه چندان نزدیک به خورشید نیست به هنگام روز به صورت یک نقطه سفید رنگ مایل به زرد در پهنه آسمان آبی مشاهده می شود.

این سیاره دردو وضعیت بدلیل نزدیکی به خورشید مشاهده نمی شود یکی زمانی که در آن سوی خورشید است ودیگری زمانی که در این سوی خورشید یعنی بین زمین وخورشید قرار دارد.در حالت اول گفته می شود که سیاره در حالت مقارنه خارجی است ودر حالت دوم گفته می شود در حالت مقارنه داخلی است.(مقارنه به معنای قرین بودن یا نزدیکی است).37 روز قبل یا 37 روز بعد از مقارنه خارجی 25 درصداز سطح ناهید روشن بوده وبه نورانی ترین وضعیت می رسد.بیشترین فاصله زاویه ای یا همان کشیدگی سیاره 70 روز قبل یا بعد از مقارنه داخلی رخ می دهد.

با کمک یک دوربین شکاری متوسط می توان دوره هلالی آنرا تعقیب کرد وبکمک تلسکوپ بجز هلالهای آن هیچ عارضه سطحی قابل ملاحظه ای دیده نمی شود ودلیل آن هم وجود ابرهای غلیظ در جو سیاره است.ویژگیهای ظاهری ابرها زمانیکه در نور ماوراءبنفش مشاهده می شوند بهتر مشخص است.گرچه بکمک تلسکوپ نمی توان سطح ناهید را مشاهده نمود ولی بکمک امواج راداری که از جو آن عبور می کنند می توان به بررسی عوارض سطحی آن پرداخت.مااکنون توانسته ایم با استفاده از فضاپیما های ویژه به تهیه نقشه های دقیق از سطح ناهید بپردازیم.

سیاره ناهید هر 224.7 روز یکبار بدور خورشید می چرخد وفاصله آن با خورشید بین 0.72 تا 0.73 واحد نجومی تغییر می کند.جهت چرخش وضعی این سیاره مانند اورانوس وبر خلاف دیگر سیارات از شرق به غرب است وخورشید برای یک ناظر فرضی بر سطح آن از غرب طلوع ودر شرق غروب می کند.

دوره چرخشی اولین بار در مقارنه سال 1961 بکمک امواج راداری با استفاده از یک آنتن 26 متری در کالیفرنیا٬ رصدخانه رادیویی جردل بانک انگلیس ویک رصدخانه در شوروی سابق محاسبه شد.در سال 1964 نیز با استفاده از پدیده دوپلر متوجه حرکت معکوس سیاره از شرق به غرب شدند.

دوره چرخش مداری ناهید با زمین جفت شده وهمیشه در حالتیکه کمترین فاصله با زمین دارد یعنی در مقارنه داخلی فقط یک روی خود را به زمین نشان می دهد.دلیل این حالت بخوبی روشن نیست ولی احتمال اثرات گرانشی زیاد زمین است.

قطر ناهید 12103.7 کیلومتر یا 94.9 درصد قطر زمین است.وزن آن 4.87 ضربدر ده بتوان 24 یا 81.5 درصد زمین است.چگالی آن در مقایسه با زمین که 5.52 است 5.24 گرم در سانتی متر مکعب است.سرعت فرار درسطح سیاره نیز 10.36 کیلومتر درثانیه است.

زاویه مداری ناهید به دور خورشید با صفحه مداری زمین در مقایسه با تیر که حدود 7 درجه است تنها 3.394 درجه است.سرعت متوسط مداری آن 35 کیلومتر در ثانیه و گرانش سطحی آن 887 سانتی متر بر مجذور ثانیه یا 0.904 برابر g  در سطح زمین است.دمای سطحی متوسط آن 464 درجه سانتی گراد ودمای متوسط ابرهای بالایی آن 43- است.بدلیل جریانات همرفتی جو وسرعت شدید بادها تفاوت دما در شبانه روز خیلی تغییر نمی کند.بدون وجود پدیده گلخانه ای دمای آن تقریبا" مانند زمین بود.

تا اواخر قرن نوزدهم تصور بر این بوده که دارای یک قمر می باشد وحتی نام آنرا neith گذاشته بودند که اکنون می دانیم که هیچ قمری ندارد.چیزهایی که به عنوان قمر معرفی می شده اند احتمالا" ستارگانی بوده اند که در آن نزدیکی مشاهده می شده اند.

 پدیده عبور

دو سیاره تیر وزهره که مدارشان درون مدار سیاره زمین است وبه خورشید نزدیکتر هستند در چرخششان بدور خورشید گهگاهی بین زمین وخورشید قرار می گیرند وموجب رخ دادن پدیده عبور یا ترانزیت می شوند. این دو سیاره بدلیل کوچکی نسبت به خورشید وفاصله دورشان بر خلاف ماه که در چرخش بدور زمین گاهی بین زمین وخورشید قرار میگیرد وموجب خورشیدگرفتگی شده و می تواند جلوی کل قرص خورشید رابگیرد  نمی توانند موجب پوشاندن قرص خورشید بطور کامل شوند.در هنگام بروز پدیده ،تنها به شکل نقطه ای تیره ،کوچک وگرد (قطر ظاهری زهره یک سی ام وقرص تیر تنها یک صدوهشتادم خورشید است) از یک سمت قرص خورشید وارد قرص شده وبعد از چند ساعتی از سوی دیگر خارج می شوند.

برای دیدن این پدیده باید مانند هنگام رصد لکه های خورشیدی از فیلترهای مناسب خورشید استفاده کرد.این پدیده درمورد سیاره تیر که سرعت بیشتری در چرخش بدور خورشید دارد بیشتر رخ می دهد بطوریکه در هرقرن بطور متوسط 13 بار رخ می دهد.عبور زهره نسبت به تیر نادرتر است وبا دوره های تناوب 8 ساله-122 ساله -8 ساله -105 ساله تکرار می شود.آخرین عبور زهره در سال 2004 بوده عبور بعدی در سال 2012 ، عبور بعدی 2117 وعبور سال 2125 الی آخر..........

دلیل نادر بودن عبور سیاره زهره:

سیاره زهره هر 1.5 سال یکبار حول خورشید می چرخد ولی از آنجاییکه صفحه مداری آن با صفحه مدار زمین زاویه کوچکی می سازد بیشتر مواقع زهره ،زمین وخورشید در یک راستا قرار نمی گیرند وسیاره گاهی از پایین وگاهی از بالای قرص خورشید عبور می کند.دو نقطه در مدار زهره وجود دارد که در صفحه مدار زمین بدور خورشید قرار می گیرند(نقاط گره ای)بنابراین اگر سیاره در هرکدام از نقاط گرهی باشد(این دو موقعیت در تاریخهای ژوئن ودسامبر هستند) وزمین هم در موقعیت مناسب باشد ،آنگاه زمین ،زهره وخورشید در یک امتداد قرار گرفته وپدیده عبور رخ خواهد داد.

برای کسب اطلاعات بیشتر درباره پدیده عبور اینجارا کلیک نمایید.

جو سیاره

سیاره ناهید در میان سیارات منظومه شمسی دارای غلیظ ترین جو است.حدو 90 در صد جرم کل جو سیاره در فاصله سطح تا ارتفاع 28 کیلومتری وجود دارد ودر این فاصله مانند یک اقیانوس رفتار می کند.بررسی ها نشان می دهند بخاطر این جو غلیظ تنها 2 درصد از نور خورشید به سطح آن می رسد.96.5 درصد جو ناهید از دی اکسید کربن‚ 3.5 درصد نیتروژن ‚مقداری منواکسید کربن‚ دی اکسید گوگرد ‚اسیدسولفوریک‚ بخار آب‚ آرگون ‚هلیم ‚کریپتن‚ گزنون ‚هیدروکلریک ‚هیدروفلوریک ‚سولفید هیدروژن وکاربونیل سولفاید تشکیل شده است.

جالب است بدانید زمین تقریبا"همین مقدار دی اکسید کربن دارد که البته بصورت سنگهای آهکی در trust  وجود دارد.دی اکسید کربن ابتدا در جو زمین بوده ٫ سپس با آب اقیانوسها ترکیب شده وبصورت سنگهای آهکی در آمده است.هم چنین گیاهان نیز دی اکسید کربن را جذب می کنند.گفتنی است در حال حاضر مقدار دی اکسید کربن اقیانوسهای زمین 60 برابر موجودی آن در جو زمین می باشد.

فشارجوناهید با تغییر ارتفاع تغییر می کند ودر سطح نیز به حدود 90 برابر جو زمین میرسد که این مقدار با فشار در عمق یک کیلومتری اقیانوسها برابر است.جو ناهید از دو لایه اصلی با نام های تروپوسفر وتروموسفرکه مشابه تروموسفر زمین است تشکیل شده است. در قسمت روز سیاره٬ لایه ترموسفر که شبیه ترموسفر زمین است وجود دارد که دما در آن از 180درجه کلوین در ارتفاع صد کیلومتری به دمای 300 در جه در ناحیه  exosphere  می رسد.این لایه در قسمت تاریک سیاره ناپدید می شود.شب هنگام دما از 180 درجه در ارتفاع 100 کیلومتری به 100 درجه در ارتفاع 150 کیلومتری می رسد.

تغییرات دمایی در ست از بالای ابرهای سیاره در ارتفاع 75 تا 100کیلومتری بسیار زیاد است وتغییرات روزانه  به اندازه 25 درجه در ارتفاع 95 کیلومتری نیز ثبت شده اند.

پاپین تر از این لایه مغشوش یعنی از ارتفاع حدود 75 کیلومتری لایه دوم یعنی لایه ابرآلود تروپوسفر قرار دارد.سه لایه مجزا که از لحاظ اندازه ذرات وغلظت متفاوت هستند در لایه ترپوسفر در فاصله 50 تا 70 کیلومتری وجود دارد.قطرات اسیدسولفوریک اجزاءاصلی ابرهای سیاره هستند.این قطرات از واکنش مولکولهای آب ودی اکسید گوگرد در نواحی بالایی جو وتحت تاثیر تابش ماوراءبنفش نور خورشید بوجود آمده اند.در نواحی پایین ای ابرها احتمال بارش نیز مطرح شده است.(همان چیزی که به بارانهای اسیدی سطح ناهید معروف شده است.)دمای بطور ثابت از بالای ابرها با درجه 300 درجه کلوین شروع شده وبه دمای 750 درجه در سطح سیاره افزایش پیدا می کند.این دمای بالاترین دمای سطحی در میان اجرام منظومه شمسی می باشد وحتی از دمای ذوب سرب نیز بیشتر است.دلیل این دمای زیاد  همان چیزی است که ما آنرا بانام پدیده گلخانه ای می شناسیم.سیاره ناهید از زمین به خورشید نزدیکتر است بنابراین مقدار انرژی دریافتی آن نیز بیشتر است.تابشی که به سطح می رسد باوجود لایه ابری از جنس دی اکسید کربن توانایی برگشت به فضا نداشته ودر میان لایه ابری وسطح سیاره  جذب شده است.البته تاحدودی وجود بخار آب ودی اکسید گوگرد نیز در بروز چنین پدیده ای هم موثر می باشد.گفتنی است دمای سیاره از این مقدار کنونی بیشتر نخواهد شد چراکه جو سیاره وسطح آن در حالت موازنه شیمیایی هستند.

ابرهای سیاره

مهمترین پدیده در جو سیاره که ظاهرا" کل سیاره را تحت تاثیر قرار داده ابرهای آن می باشد.ابرها 76 درصد از نور خورشید را بازتاب می کنند.بررسی ویژگیهای ظاهری ابرها کمک بزرگی در جهت شناخت جو سیاره بوده اند.بادهایی که به این ابرها شکل می دهند درتمام مناطق سیاره در حال وزیدن هستند.چرخش جو سیاره در میان سیارات منظومه شمسی همتا ندارد.علیرغم چرخش کند خود سیاره ابرهای آن هر 4 روز یکبار سیاره را دور می زنند.سرعت در نواحی بالای ابرها که از شرق به غرب می وزند به 100 متر در ثانیه یا 360 کیلومتر در ساعت هم می رسد.(حرکت ابرها از سمت دو قطب به سوی استوا می باشد)مقدار سرعت با کاهش ارتفاع بطور قابل ملاحظه ای کاهش می یابد سرعت در ارتفاع ده کیلومتری به حدود 18 کیلومتر در ساعت ودر سطح به حتی کمتر از یک متر درثانیه یا 4 کیلومتر در ساعت می رسد.

دلیل سرعت زیاد ابرها در نواحی بالایی جو هنوز بخوبی روشن نیست ولی احتمالا"ناشی از انتقال اندازه حرکت از خود سیاره که دارای حرکت کندی است همینطور اندازه حرکت لایه های پایینی جو به لایه های بالایی جو که دارای وزن بسیار کمتری هستند می باشد.بنابر نظرات دیگر تقریبا"تمام انرژی دریافتی از خورشید در نواحی بالای ابرها جذب می شود واین انرژی بسیار زیاد موجب حرکت ابرها به شکل ابر-چرخش super –rotation  شده است .چنین ابر چرخشی در بالای ابرهای قمر زحل تیتان  ونواحی بالایی جو زمین نیز مشاهده شده است.

اطلاعاتی که از جو سیاره داریم بیشتر توسط مدارگرد پایونیر ناهید که هر روز از میان آن می گذشت بدست آمده است.

عوارض سطحی سیاره

عوارض سطحی سیاره دوره های بسیار متفاوتی را طی نموده است وظاهرا" این تغییرات قبل از بوجود آمدن جو غلیظ آن بوده اند.تصاویر بدست آمده از سطح نورد ونرا متعلق به شوروی سابق نشان از صحراهایی پوشیده از سنگلاخ است ودر بعضی نواحی نیز نقاط تیره رنگی مشاهده می شوند که احتمالا" نشان از تغییرات شمیایی وخوردگی بوده اند.مطالعات رادیواکتیویته نیز نشان می دادند که ترکیبات آن بسیار شبیه بازالت بوده با این تفاوت که مقدار عنصر پتاسیم در آن از حد معمول اندکی بیشتر بوده است.مواد بازالتی سطح سیاره بسیار شبیه نمونه های مشابه در کف دریاها در زمین می باشد.70درصد از نواحی سطحی بصورت فلات 20 درصد بصورت نواح پست و10 درصد باقیمانده به صورت نواحی مرتفع هستند که در دو منطقه اصلی قاره مانند پراکنده شده اند که باپسوند ترا Terra  شناخته می شوند ونواحی فلات مانندPlanitia آنها را از هم جدا کرده اند. ناحیه بزرگ نیمکره شمالی ایشتارتراISHTAR TERRA نام دارد ودارای کوههایی بلند است که ارتفاع بلندترین آنها بانام ماکسول به 10 کیلومتر می رسد.مساحت ایشتار ترا در حدود استرالیا می باشد. مهمترین فلات در نیمکره شمالی  آتالانتا نام دارد که بلندی آن از سطح متوسط سیاره 1400 متر بیشتر است ومساحت آن به اندازه مساحت خلیج مکزیکو است.فلات دیگری در نیمکره شمالی وجود دارد که نام آن بتا رجیو Beta regio  می باشد که از جنس مواد آتشفشانی است وطول آن در حدود 2500 کیلومتر است.در این منطقه دو آتشفشان پوسته ای بانام Rhea Mons  وTheia Mons  وجود دارد.بلندی آنها در حدود 4 کیلومتر است، مانند آتشفشانهای هاوایی در زمین بوده واحتمال فعالیت نیز دارند. بقیه قسمتهای نیمکره شمالی از سرزمینهایی پست مانند دریاها در سطح ماه می باشد.

 منطقه قاره مانند مرتفع دیگر که در عرضهای جنوبیتر نسبت به ایشتارترا وجود دارد آفرودیت ترا APHRODITE TERRA نام دارد.مساحت این منطقه نیز در حدود نصف مساحت آفریقا می باشد.گفتنی است علاوه بر دو منطقه نامبرده منطقه سومی نیز با کمک اطلاعات مدارگرد ماژلان کشف شده که نام لدا ترا LEDA TERRA  برآن گذاشته اند.این منطقه در عرضهای جنوبی تر از عرض 50 درجه قرار دارد و درشمال آن فلات آلفا رجیو ALPHA REGIO  قرار دارد.

سیاره ناهيد ، فاقد قمر است و از بسیاری جهات (مانند اندازه ، جرم ، جاذبه و ترکیبات ساختاری) به زمین شباهت دارد و به همین دلیل به آن لقب خواهر زمین را داده‌اند. این سیاره را جزو سیاره‌های زمین‌مانند و متراکم طبقه‌بندی کرده‌اند ، که دارای آتشفشان‌های فعال ، ناهیدلرزه و کوهواره است. زمان لازم برای یک بار گردش این سیاره به دور خورشید ۲۲۵ روز زمینی می‌باشد.

   تفاوت بزرگ ناهيد با زمین ، جو آن است ، که بیشتر آن را دی‌اکسید کربن تشکیل داده و در ابرهای فوقانی آن قطرات ریز اسید سولفوریک وجود دارد. وجود دی‌اکسیدکربن در جو این سیاره دمای آن را به مقدار بسیار چشمگیری افزایش داده است (۴۶۴ درجه سانتیگراد نزدیک سطح سیاره).

   نور آفتاب پس از نفوذ در جو این سیاره و جذب شدن توسط سطح آن ، به صورت گرما از سطح بازتاب داده می‌شود ، اما انبوه دی‌اکسید کربن در جو ناهید ، این گرمای بازتابیده را به دام انداخته و از رها شدن آن در فضا جلوگیری می‌کند. این جذب اضافی گرما - که به پدیده گلخانه‌ای معروف است - میانگین گرمای ناهید را بیشتر از هر سیاره دیگری در سامانه خورشیدی بالا برده است ، به طوری که این حرارت برای ذوب کردن فلز سرب کافیست. از اینرو پیدایش زندگی در این سیاره ، غیر ممکن است. « چنگ‌زن » نام ادبی ناهید است

دمای سياره

   ميانگين دمای سطحی آن 464 درجه سانتیگراد و ميانگين دمای ابرهای بالایی 43- است. به دلیل جریان‌های همرفتی جو و سرعت شدید بادها ، تفاوت دما در شبانه‌روز زياد تغییر نمی‌کند. بدون وجود پدیده گلخانه‌ای دمای آن تقریبا مانند زمین بود.

میدان مغناطیسی

   یک هسته آهن - نیکل (که قسمتی از آن مایع است) در مقایسه با زمین ، دلالت بر این دارد که بایستی ناهيد یک میدان مغناطیسی داشته باشد. چون زهره 43 مرتبه آهسته‌تر از زمین می‌چرخد ، انتظار داریم که دیناموی ذاتی آن ضعیف‌تر و شدت میدان مغناطیسی آن کمتر از زمین باشد ، اما تا به امروز هیچ وسیله‌ای وجود میدان مغناطیسی را در آن آشکار نکرده است. اگر میدان مغناطیسی وجود داشته باشد ، اندازه‌گیری‌ها دلالت می‌کنند که بایستی حداقل ۱۰ تا 14 برابر ضعيف‌تر از ميدان مغناطيسی زمين باشد؛ اما این مقدار خیلی ضعیف‌تر از میدان مغناطیسی است که از یک مدل دیناموی ساده انتظار می‌رود.

   یک توضیح : می‌دانیم که میدان مغناطیسی ضرورتا در بعضی از زمان‌ها صفر است؛ بنابراین ممکن است وضعیت کنونی ناهيد نیز چنین باشد (معکوس شدن اخیر قطب‌های مغناطيسی زمین تقریبا هر یک میلیون سال اتفاق افتاده است).

تحول سطح

   پوسته‌ی سياره ناهيد همانطور که تحت تأثیر ظهور دره‌های تنگ و عمیق (جایی که صفحات کمی ‌جدا شده‌اند) و نیز جلگه‌های کوهستانی مرتفع (محلی که صفحات با هم تصادم کرده‌اند) قرار گرفته است. این صفحات مقداری جابه‌جایی‌های سطحی نیز دارند. ناحیه‌ی حفره‌ای پراکنده شده‌ی زمینی بر این دلالت دارد که حرکات صفحات سطحی یک فرآیند گسترده‌ی سیاره‌ای نبوده‌اند.

   تاریخ اولیه ناهيد (دیرتر از چهار میلیارد سال قبل) بایستی از تاریخ زمین پیروی کرده باشد؛ زیرا این دو سیاره ، چگالی ، جرم و اندازه‌های مشابهی دارند. حدس می‌زنیم که ناهيد در حدود 4.6 میلیارد سال قبل با سایر سیارات خاکی شکل گرفته باشد. لایه‌های داخلی اين سياره ، همانطور که برای زمین اتفاق افتاده است ، به سبب گرمای داخلی تشکیل شده‌اند.

رصد ناهيد

   فضاپیماها توانسته‌اند با استفاده از رادار ، نقشه 98 درصد سطح سیاره ناهيد را ترسیم کنند. روی هم رفته ، سطح ناهيد صاف‌تر از سطح زمین است و صحراهای داغ و دشت‌های وسیع آتشفشانی حدود دو سوم سیاره را پوشانده‌اند. نواحی فلاتی متعددی نیز به ارتفاع چند کیلومتر در دشت‌ها وجود دارند. ناحیه کوهستانی ماکسول مونته با ارتفاعی حدود 11 کیلومتر (6.8 مایل) بیش از حد متوسط ارتفاع ، مرتفع‌ترین نقطه سیاره ناهيد است. آتشفشان‌ها در تمام سطح سیاره پراکنده شده‌اند که وسعت بعضی‌ها به 160 کیلومتر (10 مایل) می‌رسد.

   اگر از بالای قطب شمال نگاه کنیم خواهیم دید که اکثر سیارات و قمرهای منظومه شمسی به دور محور خود چرخیده و در جهت عکس عقربه‌های ساعت به دور خورشید در حال گردشند؛ اما جهت چرخش سیاره ناهيد برخلاف سایر سیارات ، در جهت عقربه‌های ساعت است. دلیل قطعی این امر هنوز مشخص نیست ، اما به نظر بعضی ستاره‌شناسان جهت چرخش سیاره ناهيد نیز زمانی مانند سایر سیارات بوده ، اما بر اثر تصادم با یک سیاره یا سيارک دیگر ، این جهت معکوس شده است.

   روند شبیه‌سازی سایر سیارات به زمین ، زمین‌سازی نامیده می‌شود. به نظر بعضی دانشمندان این روند می‌تواند با کاشت هاگ‌های گیاهی در جو سیاره ناهيد شروع شود. در مورد اینکه یک موجود زمینی بتواند در دمای سیاره ناهيد زنده بماند تردید وجود دارد؛ ولی فرض بر این است که هاگ‌ها دی‌اکسید کربن موجود در جو ناهيد را جذب کرده و از طریق فتوسنتز ، اکسیژن آزاد خواهند کرد. این کار منجر به زنجیره‌ای از حوادث شده و احتمالا شرایط حیاتی مناسب‌تری از آنچه که ما از آن مطلع هستیم به وجود خواهد آورد. 

Jupiter

نگاه کلی

معمولا هرمز چهارمین شی درخشان آسمان می‌باشد (بعد از خورشید، ماه و ناهید) اگرچه گهگاه بهرام درخشان‌تر به‌نظر می‌آید.

جرم هرمز ۲٫۵ بار از مجموع جرم سیارات سامانه خورشیدی بیش‌تر است. جرم هرمز ۳۱۸ بار بیش‌تر از جرم زمین است. قطر آن ۱۱ برابر قطر زمین است. مشتری می‌تواند ۱۳۰۰ زمین را درخود جای دهد. میانگین فاصله آن از خورشید در حدود ۷۷۸ میلیون و ۵۰۰ هزار کیلومتر می‌باشد یعنی بیشتر از ۵ برابر فاصله زمین از خورشید. ستاره‌شناسان با تلسکوپ‌های مستقر در زمین و ماهواره‌هائی که در مدار زمین می‌گردند به مطالعه مشتری می‌پردازند. ایالات متحده تا کنون ۶ فضاپیمای بدون سرنشین را به مشتری فرستاده است. در ژوئیه ۱۹۹۴، هنگامی که ۲۱ تکه از دنباله دار شومیکر-لوی ۹ با اتمسفر مشتری برخورد نمود ستاره‌شناسان شاهد رویدادی بسیار تماشائی بودند. این برخورد باعث انفجارهای مهیبی شد که بعضی از آن‌ها قطری بزرگتر از قطر زمین داشت.

ویژگی‌های فیزیکی

هرمز گوی غول پیکری از مخلوط گاز و مایع است و احتمالا مقداری سطح جامد دارد. سطح سیاره از ابرهای ضخیم زرد، قرمز، قهوه‌ای و سفید رنگ پوشیده شده است. مناطق روشن رنگی «ناحیه» و قسمتهای تاریک تر «کمربند» نامیده می‌شوند. کمربندها و ناحیه‌ها به موازات استوای سیاره قرار دارند.اگر مشتری می درخشید یک ستاره می شد

مدار و چرخش

هرمز در یک مدار کمی بیضی‌گون به دور خورشید می‌چرخد. هر دور ۱۲ سال زمینی طول می‌کشد. همچنان که سیاره به دور خورشید می‌گردد، به دور محور فرضی خود نیز می‌گردد. چرخش هرمز به دور خود سریع‌تر از هر سیاره‌ی دیگری در سامانه‌ی خورشیدی است؛ تنها ۹ ساعت و ۵۶ دقیقه کافی است تا هرمز یک بار به دور خود بچرخد. (مقایسه کنید با چرخش ۲۴ ساعته‌ی زمین به دور خود)

برای اندازه‌گیری سرعت گردش سیارات گازی به دور خود، دانشمندان مجبورند روش‌های غیر مستقیم به کار ببرند. آن‌ها ابتدا سرعت متوسط چرخش ابرهای قابل مشاهده را اندازه‌گیری می‌نمایند. هرمز به قدر کافی امواج رادیویی ارسال می‌کند که به وسیله رادیو تلسکوپ‌های زمینی دریافت گردد. در حال حاضر دانشمندان از اندازه امواج برای محاسبه سرعت چرخش هرمز استفاده می‌نمایند. قدرت امواج، تحت تاثیر میدان مغناطیسی سیاره، در یک الگوی تکراریِ ۹ ساعت و ۵۶ دقیقه‌ای تغییر می‌کند؛ زیرا سرچشمه‌ی میدان مغناطیسی، هسته سیاره می‌باشد. این تغییرات نشان دهنده‌ی سرعت چرخش داخلی سیاره است. چرخش سریع هرمز باعث برآمدگی در استوا و پخی در قطب‌هایش می‌شود. قطر استوایی هرمز ۷ درصد بیشتر از قطر آن در راستای قطب‌هاست.

جرم و چگالی

هرمز از هر سیاره دیگری در سامانه خورشیدی سنگین‌تر است. جرم آن ۳۱۸ بار بیش تر از زمین می‌باشد ولی با وجود جرم زیاد، نسبتا دارای چگالی کمی می‌باشد. متوسط چگالی آن ۱٫۳ گرم در سانتیمترمکعب می‌باشد یعنی اندکی بیشتر از چگالی آب. چگالی مشتری در حدود یک چهارم چگالی زمین می‌باشد زیرا سیاره به صورت عمده از عناصر سبک هیدروژن و هلیوم تشکیل شده است. از سوی دیگر زمین عمدتا از عناصر سنگین آهنی و سنگی تشکیل شده است. عناصر شیمیائی سازنده مشتری بیش تر شبیه خورشید می‌باشد تا زمین. احتمالا مشتری دارای هسته‌ای از عناصر سنگین می‌باشد. هسته احتمالا ترکیبی مشابه هسته زمین اما ۲۰ تا ۳۰ برابر سنگین‌تر می‌باشد.

نیروی گرانش در سطح سیاره ۲٫۴ برابر بیش تر از سطح زمین می‌باشد. یعنی شئی که روی زمین ۱۰۰ نیوتون وزن دارد، در روی هرمز وزنی برابر با ۲۴۰ نیوتون خواهد داشت. جو هرمز تشکیل شده است از ۸۶ درصد هیدروژن ۱۴ درصد هلیوم و مقدار ناچیزی متان، آمونیاک، فسفین، آب، استلین، اتان، ژرمانیوم و مونو اکسید کربن. درصد هیدروژن بر پایه تعداد مولکول‌های موجود در جو می‌باشد تا جرم کلی آنها.

این سیاره از لایه‌های رنگی از ابرها در ارتفاعات مختلف تشکیل شده است. مرتفع‌ترین ابرهای سفید از کریستال‌های منجمد آمونیاک تشکیل شده‌اند. قسمتهای تاریک‌تر و ابرهای کم ارتفاع‌تر در کمربندها واقع شده‌اند. پایین‌ترین سطحی را که می‌توان مشاهده کرد ابرهای آبی رنگ تشکیل داده‌اند. دانشمندان انتظار کشف ابرهای آب‌دار را در ۷۰ کیلومتری سطح زیرین ابرهای آمونیاکی دارند. هر چند که تاکنون چنین سطحی کشف نشده است.

لکه سرخ بزرگ   

بارزترین جلوه سطح هرمز لکه سرخ بزرگ آن می‌باشد که توده گاز چرخانی است که شباهت به گردباد دارد. قطر این لکه سه برابر قطر زمین است. رنگ لکه معمولاً از قرمز آجری به قهوه‌ای کمرنگ تغییر می‌کند و گاه این لکه کاملا محو می‌گردد. رنگ آن احتمالا ناشی از مقدار کم فسفر و گوگرد در کریستال‌های آمونیاک می‌باشد. سرعت چرخش لکه در لبه آن در حدود ۳۶۰ کیلومتر در ساعت است. این لکه در فاصله یکسانی از استوا به آرامی از شرق به غرب حرکت می‌کند. ناحیه‌ها و کمربندها و لکه بزرگ بسیار پایدار و مشابه سیستم چرخش زمین می‌باشد. از زمانی که رابرت هوک در سال ۱۶۶۴ این لکه را کشف کرد, این خصوصیات تغییرات چندانی نداده‌اند.اما دانشمندان می گویند این لکه ازبین خواهد رفت.

دما

دمای هوا در ابرهای بالائی هرمز در حدود ۱۴۵- درجه سانتی‌گراد می‌باشد. اندازه‌گیری‌ها نشان می‌دهد که دمای مشتری با افزایش عمق در زیر ابرها افزایش می‌یابد. دمای هوا در سطحی که فشار اتمسفر ۱۰ برابر زمین می‌باشد، به ۲۱ درجه سانتی‌گراد می‌رسد. دانشمندان فکر می‌کنند که اگر مشتری دارای گونه‌ای از زیست باشد، حیات در این سطح ساکن خواهد بود، چنین حیاتی در گاز خواهد بود زیرا در این سطح هیچ قسمت جامدی وجود ندارد. دانشمندان تا کنون هیچ مدرکی از حیات برروی مشتری نیافته اند. نزدیک مرکز سیاره دما بسیار بیشتر می‌باشد. دمای هسته در حدود ۲۴ هزار درجه، یعنی داغ‌تر از سطح خورشید می‌باشد. ستاره‌شناسان عقیده دارند که خورشید، سیارات و دیگر اجسام منظومه خورشیدی از چرخش ابرهائی از گاز و غبار شکل گرفته اند. جاذبه گازی و ذرات غبار آنها را به صورت ابرهای ضخیم گوی مانند از مواد در آورد در حدود ۴،۵ میلیارد سال پیش مواد به هم فشرده شدند تا اجسام متعدد سامانه خورشیدی به وجود آمدند. فشردگی مواد تولید گرما نمود. گرمای بسیاری هنگامی که مشتری شکل گرفت تولید شد.

میدان مغناطیسی

هرمز نیز همانند زمین و اکثر سیارات، مانند یک آهنربای بزرگ عمل می‌کند. میدان مغناطیسی هرمز ۱۴ بار قوی‌تر از زمین می‌باشد. بر طبق اندازه‌گیری‌های گرفته شده توسط فضاپیماها، میدان معناطیسی مشتری قوی‌ترین در سامانه خورشیدی می‌باشد (به جز لکه‌های خورشیدی و ناحیه‌های کوچکی از سطح خورشید). دانشمندان به طور کامل از چگونگی تولید میدان مغناطیسی آگاه نیستند هر چند که احتمال می‌دهند که حرکت هیدروژن فلزی داخل هسته سیاره تولید میدان می نماید. میدان مغناطیسی مشتری بسیار قوی تر از میدان مغناطیسی زمین می‌باشد زیرا هرمز بسیار بزرگ تر و با سرعت بیشتری به دور خود می‌گردد. میدان مغناطیسی مشتری الکترون‌ها و پروتون‌ها و دیگر ذرات دارای بار الکتریکی را در کمربند پرتوافشان (رادیواکتیو) که در اطراف سیاره قراردارد به دام می‌اندازد. این ذرات بسیار قدرتمند می‌باشند به طوری که می‌توانند به ابزارهای فضاپیماهایی که نزدیک سیاره شده اند آسیب برساند. در داخل ناحیه‌ای از فضا که مغناط‌کره نامیده می‌شود میدان مغناطیسی مشتری همانند یک زره عمل می‌کند. این زره سیاره را از بادهای خورشیدی و ذرات پر انرژی متوالی که از خورشید می‌آیند محافظت می نماید. اغلب این ذرات الکترونها و پروتونهائی هستند که با سرعت ۵۰۰ کیلومتر در ثانیه حرکت می‌کنند. میدان، ذرات الکتریکی باردار شده را در کمربند رادیواکتیو به دام می اندازد مرکز تله مغناط‌کره نزدیک قطبهای میدان مغناطیسی می‌باشد. در آن قسمت از سیاره که از خورشید دور می‌باشد مغناط‌کره به صورت دنباله‌ای عظیم در فضا کشیده می‌شود که دنباله مگنتو نامیده می‌شود. طول این دنباله ۷۰۰ میلیون کیلومتر می‌باشد. امواج رادیویی که از مشتری به رادیو تلسکوپهای زمینی می‌رسند دو نوع می‌باشند فورانهای انرژی و تابش‌های پی‌درپی. فورانهای نیرومند هنگامی رخ می‌دهند که آیو، نزدیک‌ترین ماه هرمز و چهارمین آنها از میان مرکز مغناطیسی سیاره گذر می نماید. تابش‌های پی در پی از سطح هرمز و هم‌چنین ذرات پر انرژی کمربند رادیواکتیو مشتری می‌آیند.

قمرها

هرمز حداقل دارای ۶۳ ماه است که ۱۶ ماه آن قطری بیش از ۱۰ کیلومتر دارند. چهار ماه از بزرگترین ماه‌های هرمز به ترتیب فاصله از این سیاره عبارتند از: آیو، اروپا، گانیمد و کالیستو. این چهار ماهک را قمرهای گالیله‌ای می‌نامند زیرا ستاره‌شناس ایتالیایی گالیله آنها را در سال ۱۶۱۰ به وسیله اولین تلسکوپ کشف کرد. آیو دارای آتشفشانهای فعال بسیاری می‌باشد. هر فوران گازی آن دارای گوگرد می‌باشد. رنگ زرد نارنجی سطح آیو احتمالا از مقدار بسیار زیاد گوگرد جامد که در سطح سیاره انباشته شده می‌باشد. اروپا کوچکترین ماه گالیله‌ای می‌باشد با قطری برابر با ۳ هزار و ۱۳۰ کیلومتر. اروپا دارای سطحی از یخ صاف و ترک خورده می‌باشد.

بزرگترین ماه گالیله‌ای گانیمد با قطری برابر با ۵۲۶۸ کیلومتر است. گانیمد بزرگتر از سیاره تیر می‌باشد. کالیستو با قطری برابر با ۴۸۰۶ کیلومتر اندکی کوچکتر از تیر می‌باشد. به نظر می‌آید کالیستو و گانیمند از یخ و اندکی مواد سنگی ساخته شده باشند. هر دوماهک دارای دهانه‌های بسیاری می‌باشند. بقیه ماهکهای مشتری بسیار کوجکتر از ماهکهای گالیله‌ای هستند. امالیتا و هیمالایا دو ماهک بزرگ بعدی می‌باشند. امالیتا به شکل سیب زمینی می‌باشد با قطری برابر با ۲۶۲ کیلومتر. قطر هیمالیا برابر با ۱۷۰ کیلومتر می‌باشد. بیشتر ماههای باقیمانده مشتری با تلسکوپ‌های بزرگ زمینی کشف شده‌اند. دانشمندان متیس و اداریستا را در سال ۱۹۷۹ با مطالعه عکسهائی که فضاپیمای ویجر گرفته بود کشف کردند.

هرمز دارای سه حلقه باریک در اطراف استوای خود می‌باشد. این حلقه‌ها بسیار کم‌نورتر از حلقه‌های کیوان می‌باشند. به نظر می‌آید حلقه‌های هرمز عمدتا از ذرات ریز غبار ساخته شده باشند. حلقه اصلی درحدود ۳۰ کیلومتر ضخامت و بیش‌تر از ۶۴۰۰ کیلومتر عرض دارد. مدار امالیتا درون حلقه قرار می‌گیرد.

دانشمندان دانشگاه مریلند و مؤسسهٔ ماکس‌پلانک، راز دیرین علت بی‌هنجاری‌های حلقه‌های نازک هرمز را دریافته‌اند. در پژوهش منتشر شده در نسخهٔ ۱۲ اردیبهشت مجلهٔ نیچر (Nature)، دانشمندان گسترش اندک بیرونی‌ترین حلقه به خارج از مدار تبه، یکی از اقمار مشتری، را گزارش دادند و دیگر دانشمندان انحراف‌هایی را در مدل پذیرفته شده شکل گیری حلقه‌ها مشاهده کردند؛ بنا بر این مدل، از برهمکنش سایه و نور خورشید بر روی ذرات غبار، حلقه‌ها تشکیل می‌شوند. داگلاس هامیلتون، استاد ستاره‌شناسی دانشگاه مریلند گفت: "معلوم می‌شود که محدودهٔ افزایش حلقهٔ بیرونی و دیگر رفتارهای عجیب در حلقه‌های هرمز در هالهٔ ابهامند." "همچنان که حلقه‌ها به دور سیاره می‌چرخند، ذرات غبار داخل حلقه‌ها هنگام گذر از میان سایهٔ سیاره به طور متناوب بارگیری و تخلیه بار می‌شوند. میدان مغناطیسی قوی سیاره بر این تغییرات منظم بارهای الکتریکی ذرات غبار اثر می‌گذارد. در نتیجه ذرات کوچک غبار به خارج از مرز بیرونی حلقهٔ مورد نظر سوق داده می‌شوند و حتی ذرات بسیار کوچک میل مداری یا جهت مداری خود را نسبت به سیاره تغییر می‌دهند." هامیلتون و هارالد کروگر، دستیار نویسندهٔ آلمانی برای اولین بار اطلاعات برخوردی جدید در مورد اندازهٔ ذرات غبار و سرعتشان و جهت‌های مداری آن‌ها را که فضاپیمای گالیله در طول سفرش از حلقه‌های مشتری در سال ۱۳۸۲-۱۳۸۱ دریافت کرده بود، مطالعه کردند. کروگر مجموعه اطلاعات جدید را بررسی کرد و هامیلتون مدل‌های رایانه‌ای دقیقی را ایجاد کرد که با غبار و اطلاعات تصویری روی حلقه‌های هرمز هماهنگ بود و خروج از مرکز مشاهده شده را توضیح می‌داد. کروگر گفت: "با مدل خود می‌توانیم تمام ساختارهای ضروری حلقه غباری مشاهده شده را توضیح دهیم." بر طبق نظر هامیلتون، سازوکارهای مشخص شده در این مدل، حلقه‌های هر سیاره‌ای در هر سامانهٔ ستاره‌ای را تحت تاثیر قرار می‌دهد. ولی این اثرات ممکن است بدین گونه که در مشتری است، آشکار نشود. هامیلتون گفت: "ذرات یخی در حلقه‌های معروف کیوان خیلی بزرگ‌تر و سنگین‌تر از آن هستند که به طور قابل ملاحظه‌ای با این روند شکل گیرند، به همین دلیل بی‌هنجاری‌های مشابه در آن‌جا مشاهده نمی‌شود." "یافته‌های ما بر طبق اثرات سایه ممکن است جنبه‌هایی از شکل گیری سیاره‌ای را روشن کند. زیرا ذرات غبار باردار باید به صورت توده‌های بزرگ‌تر ترکیب شوند، تا این که در نهایت سیارات و ماه‌ها شکل گیرند." غباری که حلقه‌های کم رنگ هرمز را تشکیل می‌دهد، در زمانی که ذرات باقی مانده در فضا به صورت ماه‌های داخلی کوچک به ترتیب از نزدیک‌ترین تا دورترین: آدراستیا، متیس، آمالتیا و تبه فروپاشی کردند، شکل گرفتند.

این غبار به صورت یک حلقهٔ اصلی، یک هالهٔ میانی و دو حلقهٔ کم رنگ‌تر با فاصلهٔ بیشتر مرتب شده است. حلقه‌ها بیشتر در مدارهای این چهار ماه محدود شده‌اند. ولی برجستگی اندک و آشکار گسترش غبار به سوی خارج از مدار تبه تا این زمان دانشمندان را شگفت زده کرده است.

دانشمند ایتالیایی گالیله اولین کسی بود که اقمار مشتری را کشف کرد. نخستین بار گالیله چهار تا از بزرگ‌ترین قمرهای سیاره را در سال ۹۸۹ هجری خورشیدی مشاهده کرد. در۱۶ آذر ۱۳۷۴، فضاپیمای گالیله متعلق به ناسا به مشتری رسید و اولین مدار از ۳۵ مدار دور سیاره را آغاز کرد. در بیشتر از هفت سال، این فضاپیما ۱۴۰۰۰ تصویر از هرمز و ماه‌ها و حلقه‌های آن گرفت. در ۳۰ شهریور ۱۳۸۲ فضاپیمای گالیله در یک فرود قابل کنترل قرار داده شد تا ماموریت خود را با سقوط در جو هرمز خاتمه دهد. علاوه بر ابزارهای عکسبرداری، فضاپیما یک آشکارساز غبار بسیار حساس حمل می‌کرد که هزاران برخورد از ذرات غبار مسیرش به سوی حلقهٔ هرمز در سال ۸۲-۱۳۸۱ را ثبت کرد. یکی از کشف‌های جدید فضاپیمای گالیله گسترش تبه بود.

   نام حلقه های مشتری:

فضاپیمای ویجر ١ ناسا در سال ١٩٧٩میلادی حلقه های مشتری را به عنوان سومین سیاره دارای حلقه بعد از زحل واورانوس کشف کرد: حلقه اصلی مسطح و حلقه داخلی ابر مانند که هاله نامیده می شود، هر دو از ذرات کوچک و تیره رنگی تشکیل شده اند. حلقه سوم که به علت شفافیتش به نام gossamer معروف است، در واقع سه یا دو حلقه از ذرات میکروسکوپی یابزرگتر رها شده از آمالته آ (Amalthea)، تبه (Thebe) و آدراسته آ (Adrastea)و متیس هستند. حلقه های مشتری احتمال دارد حاصل غبار ناشی از برخورد شهابواره های فضای میان سیاره ای با این چهار قمر کوچک داخلی سیاره، باشند. حلقه اصلی احتمالا از قطعات سنگی ناشی از برخوردهای شهابسنگ سرگردان با قمر متیس (Metis) تشکیل شده است. حلقه های کم فروغ مشتری فقط زمانی دیده می شوند که نور خورشید از پشت بر آنها بتابد.

 هسته مشتری:

مشتری هسته ای سنگی و یخی دارد که بزرگتر از آنچه که مد نظر بود است که دانشمندان حدس میزنند که این هسته ۱۸ برابر کره زمین می باشد.

مریخ سیاره بهرام               

بَهرام یا مریخ چهارمین سیاره در سامانه خورشیدی است که در مداری طویل‌تر از زمین و با سرعتی کمتر از زمین حرکت می‌کند. هر یک باری که به بدور خورشید میچرخد معادل ۶۸۷ روز (روز زمین) طول می‌کشد و شب و روز کمی طولانی‌تر از کره زمین است. بزرگی بهرام حدوداً نصف زمین است و قطر آن ۶۷۹۰ کیلومتر می‌باشد (مقایسه کنید با قطر زمین: ۱۲۷۵۶ کیلومتر).[۱] جو بهرام سرخ‌فام است و در آسمان شب از زمین نیز سرخی آن دیده می‌شود. کره بهرام دو ماه کوچک به نام‌های فوبوس و دِیموس دارد که شکلی نامنظم دارند. این دو ماه احتمالاً شهاب‌سنگ‌هایی هستند که در مدار بهرام به دام افتاده‌اند.اگر شخصی در کرهٔ مریخ باشد مشاهده خواهد کرد که فوبوس سه بار در یک روز طلوع و غروب می‌کند. دیموس نصف فوبوس بوده و چنانچه از مریخ به آن نگاه کنیم این ماه بیشتر شبیه به یک ستاره خواهد بود تا یک ماه. بهرام، سیاره سرخ‌فام منظومه خورشیدی، نصف زمین قطر دارد و مساحت سطح آن برابر با مساحت خشکی‌های روی زمین است. همانند زمین، یخ‌های قطبی، دره‌های عمیق، کوه، غبار، طوفان و فصل دارد. در دشت‌های آن مانند ماه، گودال‌هایی حاصل از برخورد سنگ‌های آسمانی دیده می‌شود. با وجود اندازه کوچکش، بلندترین قلهٔ سامانهٔ خورشیدی یعنی کوه المپوس و بزرگ‌ترین دره سامانهٔ خورشیدی در این سیاره پیدا شده‌است. فرسوده بودن بیشتر دهانه‌های برخوردی سیاره بهرام نشان‌دهندهٔ فعالیت زیاد زمین‌شناختی در این سیاره‌است.[۲] روزهای بهرام ۲۴ ساعت و ۳۷ دقیقه طول می‌کشد. از آن‌جا که محور سیارهٔ بهرام همانند زمین ۲۴ درجه کج است در این سیاره نیز فصل‌های سال وجود دارند. اما هر سال بهرامی تقریباًدو برابر سال زمینی یعنی ۶۷۸ روز به‌درازا می‌کشد.[۳] غروب خورشید در مریخ محتویات [نهفتن]  ۱ ویژگی‌های فیزیکی ۲ خاک ۳ جو ۴ افسانه ۵ خروج از مرکز ۶ مقابله مریخ و زمین ۷ برنامه‌های اکتشاف ۸ جدول مشخصات بهرام(مریخ)[۸] ۹ جستارهای وابسته ۱۰ منابع ۱۱ پیوند به بیرون ویژگی‌های فیزیکی [ویرایش] بهرام شعاعی در حدود نصف شعاع زمین دارد. همچنین بهرام از زمین کم چگال تر است، طوری که حجمی برابر ۱۵٪ و جرمی برابر ۱۱٪ زمین دارد. مساحت سطح آن تنها اندکی کم تر از مجموع سطوح خشکی‌های زمین است. بهرام نسبت به عطارد بزرگتر و دارای جرم بیشتر و در نتیجه چگال تر است. این موضوع سبب شده‌است نیروی گرانش بیشتری در سطح تیر وجود داشته باشد. بهرام از نظر اندازه، جرم و جاذبه سطح، حالتی بین زمین و ماه (ماه زمین) دارد؛ ماه قطری برابر نصف قطر بهرام دارد، در حالیکه قطر زمین دو برابر قطر بهرام است، زمین دارای جرمی در حدود ده برابر جرم بهرام است، در حالیکه جرم ماه ده برابر کم تر از مریخ است. ظاهر سرخ-نارنجی رنگ بهرام در اثر وجود آهن(III) اکسید، که بیشتر به هماتیت یا زنگ آهن مشهور است، به وجود آمده‌است. خاک [ویرایش] در ژوئن ۲۰۰۸، اطلاعات به دست آمده توسط کاوشگر فینیکس ثابت کرد که خاک مریخ دارای اندکی خاصیت بازی (قلیایی) و همچنین حاوی موادی مانند منیزیم، سدیم، پتاسیم و کلر، که وجود همه آنها برای حیات و رشد موجودات زنده ضروری است، می‌باشد. محققان خاک به دست آمده از منطقه‌ای نزدیک قطب شمال مریخ را با مقداری خاک باغچه زمینی مقایسه کردند و به این نتیجه رسیدند که خاک مریخ برای رشد گیاهانی چون مارچوبه (آسپاراگوس) مناسب است. در آگوست ۲۰۰۸، کاوشگر فینیکس با انجام آزمایش‌ها ساده شیمیایی، مثل مخلوط کردن آب زمین با خاک مریخ، با هدف تعیین pH خاک مریخ، نشانه‌هایی از نمک پرکلرات پیدا کرد، که این موضوع نئوری دانشمندان بسیاری را که ادعا کرده بودند خاک مریخ به طور قابل ملاحظه‌ای دارای خاصیت بازی است، تایید می‌کرد. pH خاک مریخ ۸٫۳ اندازه گیری شد. وجود پرکلرات بر سطح مریخ، البته در صورتی که قطعی شود، خاک مریخ را بیش از آن چیزی که تاکنون از آن شناخته شده‌است شگفت و متفاوت می‌کند. البته آزمایش‌ها و بررسی‌های بیشتری در این مورد لازم است، چرا که این احتمال وجود دارد که پرکلرات یافت شده بر سطح مریخ ناشی از منبعی زمینی، مثلا خود کاوشگر(چه در نمونه‌ها و چه در تجهیزاتش)، بوده باشد. جو [ویرایش] تصویری از سطح مریخ جوّ زمین شامل ۷۷ درصد نیتروژن و ۲۱ درصد اکسیژن است. درحالی که در جو مریخ ۹۵ درصد دی اکسید کربن، ۳٪ نیتروژن، ۱٫۶٪ آرگون و فقط مقدار ناچیز اکسیژن و آب وجود دارد. جو سیاره سرخ بسیار رقیق است، به طوری که فشار جوی سطح آن، معادل یک صدم فشار جو زمین در سطح دریاست. علاوه بر این جو مریخ محافظ خوبی در برابر تابش‌های مرگبار فضایی نیست. بیشتر مناطق بهرام بسیار سرد است. دمای هوا در قطب‌های آن می‌تواند تا ۱۳۰ درجه زیر صفر پایین برود.[۴] مقایسه مریخ با از سمت چپ به راست به ترتیب عطارد ٬ ونوس ٬ زمین و مریخ به دلیل رقیق بودن «هوای» بهرام، دمای هوا به سرعت تغییر می‌کند. مثلاً فقط لحظاتی پس از طلوع خورشید دما در سطح بیش از ۲۰ افزایش می‌یابد. در هر لحظه دمایی که پای شما احساس می‌کند (هوای نزدیک سطح) با دمای هوای اطراف سر شما ممکن است تا ۲۰ درجه اختلاف داشته باشد. به این ترتیب اگر روی استوای بهرام باشید، دمای سطح ۲۰ درجه سلیسیوس و دمای اطراف سر شما صفر درجه‌است. در بهرام بادهایی با سرعت زیاد (متجاوز از ۲۰۰ کیلومتر بر ساعت) می‌وزد که سبب می‌شود غبارها در ارتفاع ۴۰ کیلومتری معلق بمانند علت ایجاد این بادها غالباْ اختلاف دما توام با اختلاف فشار است[۵] افسانه [ویرایش] مریخ. نام ستارهٔ فلک پنجم از ستاره‌های خنس و آن را بهرام نیز گویند، منحوس و دال بر جنگ و خصومت و خونریزی و ظلم است. (منتهی الارب). کوکبی است از جملهٔ سبعهٔ سیاره و در آسمان پنجم است. (برهان). ستاره‌ای است از خنس، گویند سبب تسمیهٔ آن سرعت سیرش است و برخی گویند بسبب رنگ زرد و سرخ آن است که شبیه مرداسنج (مردار سنگ) باشد. (از اقرب الموارد). چهارم کوکب سیار در عالم شمسی که بهرام نیز گویند و به اعتقاد بطلمیوس کوکب سیاری که در آسمان پنجم واقع شده‌است. (ناظم الاطباء). از کواکب سبعهٔ سیاره‌است و مأخوذ از مرخ و آن درختی است که از چوب آن آتش‌زنه سازند و سبب تسمیهٔ آن تشبیه به آتش است از نظر سرخی، و گویند مریخ در لغت عبارت از تیر بدون پر است که در حرکت خود پیچ و تاب می‌خورد و ستارهٔ مذکور نیز بسبب به چپ و راست رفتن در حرکت بدین نام خوانده شده مریخ در فلک پنجم است و فاصلهٔ آن از زمین سه هزار هزار و نهصد هزار و دوازده هزار و هشتصد و شصت و شش میل است. (از صبح الاعشی ج ۲). از کلدانی مَرداخ، و شاید اصل مرداخ نیز فارسی باشد، یا فارسی و کلدانی از مرد (رجل) و آک به‌معنی اسب به فارسی یا به کلدانی. یکی از پیکرهایی که یونانیان باستان برای مریخ می‌پنداشتند اسب بود، و واژه مارس از همین مریخ آمده‌است یعنی مرداخ و مرداس نامی است که به پدر ضحاک می‌داده‌اند و این نام در میان عرب بسیار است. نام فارسی این سیاره بهرام و نام عربی آن مریخ است. در کتاب‌های قدیمی فارسی آن را فلک شحنهٔ پنجم و سایس رواق پنجم نیز نامیده‌اند. خروج از مرکز [ویرایش] خروج از مرکز بهرام متغیر است و از ۰٫۰۰۹ درجه تا ۰٫۱۰۴ درجه تغییر می‌کند اکنون خروج از مرکز ۰٫۰۹۳ درجه‌است مدت زمان این تغییر صدها سال تا هزاران سال تغییر می‌کند[۶] مقابله مریخ و زمین [ویرایش] توجه به مدت زمان سال مریخی (۶۸۹ روز) و سال زمینی (۳۶۵ روز) نشان می‌دهد که فاصله زمانی هر دو مقابله حدود دو سال و دو ماه است. اما با عنایت به بیضی بودن مدار هر دو سیاره می‌توان انتظار داشت که فاصله بین زمین و مریخ در هر مقابله متفاوت باشد. کمترین فاصله، زمانی رخ می‌دهد که زمین در اوج و مریخ در حضیض مدار خود باشد. در این حالت زمین و مریخ تا ۵۶ میلیون کیلومتر به هم نزدیک خواهند شد. دورترین فاصله بین دو سیاره در مقابله می‌تواند تا ۱۰۰ میلیون کیلومتر افزایش یابد. کمترین فاصله بین زمین و مریخ در مقابله‌هایی رخ می‌دهد که در دوره‌های ۱۵ تا ۱۷ ساله تکرار می‌شوند. اما آنچه حائز اهمیت است توجه به این نکته می‌باشد که فاصله دو سیاره در مقابله‌های نزدیک الزاما یکی نیست و به همین دلیل است که نزدیک‌ترین مقابله‌ها (مانند آنچه در ۲۷ آگوست سال ۲۰۰۳ رخ داد) در فواصل زمانی بسیار طولانی رخ می‌دهند. جهت‌گیری مدار مریخ در فضا به هنگام مقابله نزدیک به گونه‌ای است که مریخ در جهت صورت فلکی دلو و یا در نزدیکی صورت فلکی بزغاله قرار می‌گیرد. از طرفی کره زمین نیز در امرداد هر سال از این مکان می‌گذرد. بنابراین مقابله نزدیک دو سیاره همیشه در امرداد یا شهریور هر ۱۵ تا ۱۷ سال رخ می‌دهد. در این هنگام مریخ در جنوب استوای سماوی قرار دارد و بنابراین این نوع مقابله‌ها از عرض‌های جغرافیایی جنوبی زمین بهتر مشاهده می‌شوند. عکس این مطلب در مقابله‌های دور صادق است چرا که این نوع مقابله‌ها در صورت فلکی شیر و در ماه بهمن و اسفند رخ می‌دهند، در نتیجه از نیم‌کره شمالی زمین بهتر دیده می‌شوند.[۷] برنامه‌های اکتشاف [ویرایش] [نمایش] ن • ب • ومأموریت‌های ناموفق به سیاره مریخ ناموفق در پرتاب برنامه مارسنیک · اسپوتنیک ۲۲ · اسپوتنیک ۲۴ · مارینر ۳ · مارس ۱۹۶۹آ · مارس ۱۹۶۹بی · مارینر ۸ · کاسموس ۴۱۹ · مارس ۹۶ ناموفق در راه مارس ۱ · زوند ۲ · مارس ۶ · مارس ۷ · فوبوس ۱ · مریخ‌نگر · نوزومی · مدارگرد اقلیمی مریخ · قطب‌نشین مریخ · اعماق فضا ۲ · بیگل ۲ لغوشده ویجر · مریخ‌نشین نقشه‌بردار ۲۰۰۱ · نت‌لندر · مدارگرد مخابرات مریخ جدول مشخصات بهرام(مریخ)[۸] [ویرایش] مشخصات مداری (ژانویه ۲۰۰۰) نیم‌قطر بزرگ ۲۲۷، ۹۳۶، ۶۳۷ کیلومتر
۱۴۱، ۶۳۲، ۹۷۶ مایل۱٫۵۲۳، ۶۶۲، ۳۱ واحد نجومی پیرامون مدار ۱، ۴۲۹، ۰۰۰، ۰۰۰ کیلومتر۸۸۷، ۹۰۰، ۰۰۰ مایل۹٫۵۵۳ واحد نجومی خروج از مرکز ۰٫۰۹۳، ۴۱۲، ۳۳ حضیض ۲۰۶، ۶۴۴، ۵۴۵ کیلومتر۱۲۸، ۴۰۲، ۹۶۷ مایل۱٫۳۸۱، ۳۳۳، ۴۶ واحد نجومی اوج ۲۴۹، ۲۲۸، ۷۳۰ کیلومتر۱۵۴، ۸۶۳، ۵۵۳ مایل۱٫۶۶۵، ۹۹۱، ۱۶ تناوب مداری ۶۸۶٫۹۶۰۰ روز۱٫۸۸۰۸ سال تناوب هلالی ۷۷۹٫۶۹ روز۲٫۱۳۵ سال سرعت مداری:~میانگین~بیشینه~کمینه ۲۴٫۰۷۷ کیلومتر در ثانیه (۵۳٫۸۵۹ مایل در ساعت)۲۶٫۴۹ کیلومتر در ثانیه (۵۹٫۲۷۷ مایل در ساعت)۲۱٫۹۷۲ کیلومتر در ثانیه (۴۹٫۱۵۰ مایل در ساعت) تمایل نسبت به:~صفحه مداری زمین~صفحه استوایی خورشید ۱٫۸۵۰، ۶۱ درجه۵٫۶۵ درجه طول دایره البروجی اعتدال بهاری ۴۹٫۵۷۸، ۵۴ درجه شناسه حضیض ۲۸۶٫۴۶۲، ۳۰ درجه تعداد ندیم‌های طبیعی ۲ مشخصات فیزیکی (ژانویه ۲۰۰۰) قطر استوایی ۶٬۸۰۴٫۹ کیلومتر۴، ۲۲۸٫۴ مایل۰٫۵۳۳ برابر قطر زمین قطر قطبی ۰٫۵۳۳ برابر قطر زمین۴، ۱۹۷٫۲ مایل۰٫۵۳۱ برابر زمین پخی ۰٫۰۰۷، ۳۶ مساحت سطح ۱۴۴، ۷۹۸، ۴۶۵ کیلومتر مربع۵۵٬۹۰۶٬۷۷۱ مایل مربع۰٫۲۸۴ برابر زمین حجم ۱٫۶۳۱، ۸‎×۱۰۱۱ کیلومتر مکعب۰٫۱۵۱ برابر زمین جرم ۶٫۴۱۸، ۵‎×۱۰۲۳ کیلوگرم۰٫۱۰۷ برابر زمین چگالی متوسط ۳٫۹۳۴ گرم در سانتیمتر مکعب گرانش استوایی ۳٫۶۹ متر در مجذور ثانیه۰٫۳۷۶ برابر زمین سرعت فرار ۵٫۰۲۷ کیلومتر در ثانیه۱۱٫۲۴۵ مایل در ساعت تناوب گردش ۱٫۰۲۵، ۹۵۷ روز۲۴٫۶۲۲، ۹۶۲ ساعت تمایل محور ۲۵٫۱۹ درجه بعد سرسو در قطب شمال ۳۱۷٫۶۸۱، ۴۳ درجه۲۱:۱۰:۴۴ بازتاب ۰٫۱۵ دمای سطحی:~کمینه~متوسط~بیشینه ۱۴۰- درجه سانتی‌گراد (۱۳۳ درجه کلوین)۶۳- درجه سانتی‌گراد (۲۱۰ درجه کلوین)۲۰ درجه سانتی‌گراد (۲۳۹ درجه کلوین) مشخصات جوی فشار جوی ۰٫۷ تا ۰٫۹ کیلو پاسکال دی اکسید کربن ۹۵٫۷۲ درصد نیتروژن ۲٫۷ درصد آرگون ۱٫۶ درصد اکسیژن ۰٫۱۳ درصد مونو اکسید کربن ۰٫۰۷ درصد بخار آب ۰٫۰۳ درصد اکسید نیتریک ۰٫۰۱ درصد نئون ۰٫۰۰۰۲۵ درصد (۲٫۵ ذره در هر میلیون) کریپتون ۰٫۰۰۰۰۳ درصد (۳۰۰ ذره در هر میلیارد) زنون ۰٫۰۰۰۰۰۸ درصد (۸۰ ذره در هر میلیارد) ازن ۰٫۰۰۰۰۰۳ درصد (۳۰ ذره در هر میلیارد) مریخ(عربی) یا بهرام (فارسی)چهارمین سیاره منظومه شمسی و  آخرین سیاره سنگی است که بر گرد خورشید می چرخد. در طول تاریخ بشر همواره این سیاره در کانون توجهات نجومی بوده است. برای مثال بابلیان قدیم حرکات این نور قرمزسرگردان آسمان شب را دنبال کردند و نام nargel  یا  نام خدای جنگ را برآن گذاشتند.در همان زمان رومی ها بخاطر گرامیداشت خدای جنگشان اسم کنونی آنرا انتخاب کردند. یونانی ها نیز این سیاره را آرس که بیانگر خدای جنگ آنان است می نامیدند. این سیاره نزد کسانی که به آسمان می نگریستند مظهر جنگ و خون بود. این سیاره در یک مدار بیضی شکل و با سرعتی حدود 1/24 کیلومتر در ثانیه  به دور خورشید می چرخد که اوج یا دورترین فاصله آن از خورشید  2۵۸ میلیون کیلومتر و در حضیض یانزدیکترین فاصله ۲۰۸ میلیون کیلومتر از خورشید فاصله می گیرد. ولی به طور متوسط 228 میلیون کیلومتر از خورشید فاصله دارد. این سیاره همسایه بعدی زمین است که گاهی به ما نزدیک می شود و به حدود ۵۸ میلیون کیلومتری ما می رسد و گاهی در آن سوی خورشید به فاصله ۴۰۳ میلیون کیلومتری از ما قرار می گیرد. از جهاتی هم شبیه زمین است و یک شبانه روز آن حدود۲۴   ساعت و۴۳  دقیقه  طول می کشد.اگر هرشب در یک ساعت خاص مریخ را رصد کنید حدود ۳۳ شب وقت لازم است تا بتوانید کل سیاره را رصد کنید. محور گردش آن نسبت به خط عمود حدود 24 درجه است. هر یک سال آن معادل 2 سال (687 روز) زمینی است و قطر آن حدود 6794 کیلومتر است (جالب است بدانید مساحت مریخ با مساحت خشکیهای زمین تقریبا برابر است.) به علت دوری از خورشید حداقل دمای آن به 100 درجه زیر صفر و حداکثر آن به 27 درجه سانتیگراد می رسد. سرعت گریز از سطح آن 5 کیلومتر بر ثانیه است. جو آن 200 مرتبه از جو زمین رقیق تر است و فشار این جو رقیق حدود پنج میلی بار است(فشار جو زمین بیش از 1000 میلی بار است).هسته سیاره بصورت ترکیبی از آهن وسیلیسیم وجنس جبه نیز از سیلیسیم می باشد. بهترین زمان رصد مریخ زمانی است که با زمین در حالت مقابله باشد در این وضعیت فاصله بین دو جرم به حداقل رسیده ومی توان عوارض سطحی سیاره را با تلسکوپهای آماتوری نیز مشاهده کرد.این وضعیت هر ۲۶ ماه یکبار تکرار می شود و۳ ماه قبل و۳ ماه بعد ازاین تاریخ است که  سیاره ارزش رصد کردن پیدا می کند ودر بقیه روزها اندازه آن بسیارکوچک است. البته با توجه به بیضوی بودن مدار دو سیاره زمین و مریخ در هر مقابله فاصله بین دو جرم متفاوت است بنابراین بعضی از مقابله ها از بقیه باارزش تر هستند.در ضمن بدلیل همین بیضی بودن مداری در چرخش بدور خورشید حداقل فاصله بین دو سیاره معمولا" چند روز قبل یا بعد از مقابله رخ می دهد. زاویه محور دوران مریخ با صفحه منظومه شمسی 28 درجه است و سمت شمال این محور در حال حاضر به سوی ستاره دنب می باشد.این زاویه بین 9/15 تا 2/35 درجه متغییر بوده وسمت محور دوران با دوره تناوب 51000 سال زمینی یک دور کامل می چرخد.                                حرکت رجعی(بازگشتی): در حالیکه زمین به حالت مقابله با این سیاره می رسد(مانند بقیه سیارات بیرونی ) وبعد از عبور از آن حالت به نظر می رسد که این سیاره حرکت عادی به سمت شرق خود در زمینه ستارگان  را متوقف کرده وبه سمت غرب برمی گردد بعد از مدتی دوباره متوقف شده وحرکت عادی خود به سمت شرق را آغاز می کند.این حرکت ویژه سیارات بیرونی ناشی از این است که زمین در مدار دور خورشید سریعتر از آنها حرکت می کند.در حالیکه زمین از آنها سبقت می گیرد به نظر می رسد که مانند اتومبیلی در اتوبان از زمین عقب می مانند وبه عقب بر می گردند ولی بعد از اینکه فاصه زمین با آنها بیشتر شد (برای مثال بعد از گذشت دو ماه ) به نظر می رسد که حرکت عادی خود را آغاز می کنند.                                            ترکیبات جوی: در جو آن گازهای دی اکسید کربن (با درصد۳/۹۵ )، اکسیژن (با درصد ۱۵/۰ )، نیتروژن با درصد۷/۲و کمی بخار آب(با درصد ۰۳/۰ ) و گازهای بی اثر(مانند آرگون با درصد ۶/۱ )وجود دارد.                     مهمترین عوارض سطحی: مریخ دارای کوه آتشفشانی عظیم الجثه ای است که المپیوس(Olympus Mons ) نام دارد. این کوه بزرگترین کوه آتشفشانی در منظومه شمسی است. وسعت المپیوس در حدود 600 کیلومتر،ارتفاع آن از دشتهای مجاور24 کیلومتر و قطر دهانه آتشفشانی آن ۸0 کیلومتر است.علاوه بر این دره ای با طول ۴۰۰۰ کیلومتر وعمق ۷ کیلومتر بانام Valles Marineris (این دره احتمالا درچند میلیارد سال پیش زمانی که سیاره در حال سرد شدن بوده بوجود آمده است )و دهانه ای برخوردی بزرگ با قطر۲۰۰۰ وعمق ۶ کیلومتر با نام Hellas Planitiaدر سطح مریخ وجود دارد.در سطح سیاره منطقه ای پهناور وجود دارد با نام mare acidalium  که تصور می شود زمانی دارای آب بوده است.کشف بعضی از مواد معدنی شامل مولکولهای آب گواه این هستند. وجود جو٬ کلاهک های قطبی٬ تغییرات اشکال روشنایی وتاریکی ها بر سطح آن وبطور کلی داستان معروف کانالهای مریخی باعث شد تعداد زیادی از منجمان ودانشمندان آنرا سیاره ای مانند زمین بپندارند وحتی زندگی موجوداتی مانند انسان را بر سطح آن جاری می دانستند.بعد از گذشت حدود سه دهه٬ فضاپیماهای روباتیک٬ مدار گردها ٬مریخ نورد ها تمام این نظرات را باطل اعلام کرده اند.               نامگذاری عوارض سطحی :   همانطور که می دانید روشنایی یک جسم بازتاب کننده نوری، آلبدو یا ضریب بازتاب و نواحی تاریک وروشن سطحی اجرام نیز عوارض آلبدویی نامیده می شوند.بکمک فضاپیماها ودیگر ماهواره های مخصوص نقشه برداری از مریخ مشخص شده که در مریخ بعضی از این عوارض٬ نواحی توپوگرافیکی نیستند فقط ناشی از اختلاف رنگ میان نواحی مجاور ناشی از اختلاف مواد تشکیل دهنده سطحی هستند.در حالیکه نواحی ای نیز وجود دارند که ناشی از عوارض طبیعی سیاره هستند. بنابراین این سیاره دارای دو نوع نقشه با نامگذاریهای متفاوت است آنهایی که بر اساس عوارض مشاهده شده از زمین تعریف شده اند وآنهایی که بر اساس نقشه برداریهای دقیق از نزدیک تهیه شده اند.بر این اساس عوارضی  وجوددارند که دارای دو نام قدیمی وجدید می باشند .برای مثال دریای  Mare Sirenum  به Terra Sirenum  به معنای سرزمین Sirens  تغییر نام داده است. بسیاری از رصد کنندگان مریخ هنوز تمایل دارند از نامگذاریهای قدیمی استفاده کنند چراکه این نامهاهستند که بیانگر ظاهرعوارض قابل مشاهده از روی زمین هستند . برای کسب اطلاعات بیشتر درباره نامگذاری عوارض سطحی به آدرس زیر مراجعه نمایید:   http://planetarynames.wr.usgs.gov/Page/MARS/target                          ابرهای مریخی:   ابرهای مریخ عموما" از غبار٬ مه٬ شبنم ودیگر ذرات تشکیل شده ودارای رنگهای متفاوتی هستند.در حالیکه جو سیاره بیشتر از دی اکسید کربن تشکیل شده اما موجودی ذرات آب سیاره هم می توانند با سرد و منقبض شدن ،ابر بوجود بیاورند. 1-ابرهای سفید: این ابرها بیشتردر نواحی میانه واستوایی بویژه بین فصلهای بهار وپاییز دیده می شوند.این ابرها پدیده ای روزانه هستند در اول صبح تشکیل شده وبا افزایش دما در میانه روز ازبین می روند.این ابرها در نیمکره ای که پوشش قطبی آن در حال ذوب شدن است بیشتر به چشم می خورند. 2-ابرهای سفید –آبی :این ابرها معمولا" باابرهای سفید شکل می گیرند والبته بعضی مواقع تشخیص آنها مشکل است.عقیده بر این است که این ابرها در ارتفاع های پایین جو سیاره شکل می گیرندواحتمالا" مه وشبنم سطحی هستند. 3- ابرهای زرد رنگ: این ابرها معمولا" زمانی که سیاره در حضیض مداری یعنی زمانی که با خورشید کمترین فاصله را دارد وگرمای خورشید موجب صعود بادهایی که ذرات غبار سطحی را به همراه دارند میشود بوجود می آیند. در حالیکه این ابرها کوچک وبا عمر کم هستند در بعضی موارد حتی می توانند کل سطح سیاره را دربر بگیرند .این ابرها معمولا در نواحی Hellas Planitia   و Serpentis Mare شکل می گیرند٬البته می توان انتظار شکل گیری آنها را در نواحی  Chryse٬Solis Lacus ٬ Lsidis Regio   و Aeria  داشت. 4-ابرهای دابلیو شکل: این ابرها با نواحی آتشفشانی سیاره مانند Olympus Mons ٬Pavonis Mons ٬ Ascraeus Mons  و Arsia Mons  همراه هستند معمولا" بزرگ بوده وسریع حرکت می کنند.                                طوفانهای غباری:  این طوفانها در هرزمانی می توانند رخ دهند اما در زمانی که مریخ در حضیض مداری باشد وگرمای خورشید موجب وقوع بادهای سریع السیرسطحی می شود بیشتر رخ می دهند. این طوفانها می توانند مقطعی بوده ویا کل سیاره را دربربگیرند وموجب ناپدید شدن عوارض سطحی سیاره از دید زمینیان شوند.گفتنی است برای مشاهده عوارض سطحی سیاره مناسب است که از فیلترهای ویژه رصد مریخ استفاده نمود.     قطبهای مریخ در سال 1666 میلادی جیووانی دومینیکو کاسینی ستاره شناس ایتالیایی و متصدی رصدخانه لویی چهاردهم در پاریس نواحی سفید رنگی را در قطبهای مریخ کشف کرد. بعد ها مشاهدات ویلیام هرشل این کشف را تایید کرد و مشخص شد که نواحی سفید رنگ در واقع پوششهای قطبی مریخ اند. این پوششها درست همانند پوششهای یخی زمین رشد می کنند و طی یک سال مریخی به تدریج تحلیل می روند. هرشل تصور می کرد که ساکنان مریخ در شرایطی نظیر شرایط حاکم بر زمین با چهار فصل و روزهایی تقریبا" برابر با روزهای زمین زندگی می کنند. پوشش یخی قطب جنوب مریخ بزرگتر از پوشش قطب شمالی است اما گهگاهی تغییراتی نیز دارد و گاهی به دو یا چند قسمت جداگانه تقسیم می شود علاوه بر این می تواند در فصل بهار حتی ناپدید شود.دربعضی از مقابله های مریخ با زمین بعلت زاویه کشیدگی محور آن، قطب جنوب مریخ بخوبی آشکار است.تغییرات قطب شمال مریخ کمتر ازقطب جنوب است البته تغییرات آن مانند قطب جنوب قابل پیش بینی نیست بهمین دلیل رصد آن جذاب تر است.در بعضی از روزها بویژه در فصل پاییز مریخی بر فراز قطب شمال مریخ چیزی شبیه آب یا مه تشکیل شده وناپدید می شود.بزرگ شدن پوشش قطب شمال با افزایش مه رابطه مستقیم دارد.   طیف سنج مادون قرمز   مارینر9 مشخص کرد که دمای سیاره مریخ در استوا حداکثر17 درجه سانتیگراد و در نواحی قطبی حداقل 120 درجه سانتیگراد زیر صفر است. هنگامی که سیاره در نقطه اوج مداری خود قرار دارد در نیمکره جنوبی زمستان است که سردتر از زمستان نیمکره شمالی است. پوشش یخی زمستانی در جنوب می تواند تا عرض جغرافیایی 55 درجه جنوبی امتداد یابد. هنگامی که سیاره به خورشید نزدیک می شود نواحی شمالی زمستان گرمتری دارند. در این صورت پوشش یخی زمستانی فقط می تواند تا عرض جغرافیایی 65 درجه شمالی برسد. در تابستان زمانی که با افزایش دما دی اکسید کربن منجمد(یخ خشک) به بخار تبدیل می شود پوششهای یخی نیز ذوب می شوند. دانشمندان معتقدند که یخهای قطب جنوب از دی اکسید کربن تشکیل شده اند. این یخها بر خلاف دی اکسید کربن برفکی که پایداری کمی دارد دیر ذوب می شوند. قطر پوشش قطب جنوب در اوج گرمای تابستان نیمکره جنوبی به 300 کیلومتر می رسد. قطر پوشش قطب شمال خیلی بیشتر است و هرگز کمتر از هزار کیلومتر نمی شود. دماهای اندازه گیری شده در قطب شمال نشان می دهد که پوشش یخی تابستانی باید از آب یخ زده تشکیل شده باشد. زیرا در این زمان دما از نقطه انجماد یخ خشک بالاتر است. به علاوه تجمع بخار آب بر روی پوشش یخی نیمکره شمالی به هنگام تابستان نشان می دهد که در این منطقه آب یخ زده وجود دارد.   قمرهای مریخ در سال 1877 میلادی هنگامی که شیپارلی به دقت در حال ترسیم کانالها بر روی نقشه هایش بود یک ستاره شناس آمریکایی به نام آسف هال نیز در حال مشاهده مریخ بود. او از نوعی تلسکوپ انعکاسی جدید 66 سانتیمتری واقع در رصدخانه نیروی دریایی ایالات متحده در شهر واشنگتن استفاده می کرد.ستاره شناسان سالها به دنبال قمرهای مریخ بودند. یوهان کپلر در قرن هفدهم میلادی اعلام کرده بود که مریخ باید دو قمر داشته باشد. او معتقد بود که در ورای منظومه شمسی یک الگوی ریاضی نهفته است. طبق این الگو تعداد قمرهای سیاراتی که پس از زمین قرار دارند باید افزایش یابد. به این ترتیب که تعداد آنها هر دفعه باید دو برابر شود. با توجه به این که زمین دارای یک قمر است و در زمان کپلر تصور می شد که سیاره مشتری چهار قمر دارد بنابراین طبق ریاضیات حاکم بر این تئوری مریخ باید دو قمر داشته باشد. آسف هال در ابتدای اوت 1877 میلادی مشاهدات طاقت فرسایی را برای یافتن اقمار مریخ آغاز کرد. در آن زمان نزدیکی مریخ به زمین مشکلاتی را ایجاد می کرد. مریخ آنقدر نزدیک بود که به هنگام مشاهده آن توسط تلسکوپ درخشندگی قابل توجهش اشکالاتی را در رصد این سیاره ایجاد می کرد. هال در یازدهم اوت متقاعد شد که چیزی نمی تواند بیابد. ولی همسرش به او اصرار کرد که بار دیگر نگاه کند. بالاخره در آن شب او متوجه چیزی شد. آن جرم آسمانی خیلی کوچک بود ولی قطعا" وجود داشت. بعد از مدتی آسمان ابری شد. در شانزدهم اوت آسمان دوباره صاف شد و هال توانست قمر مریخ را به وضوح مشاهده کند. در روز هفدهم اوت هال با پیدا کردن قمر دوم مریخ به هیجان آمد. به این ترتیب نظریه دو برابر شدن اقمار درست به نظر می رسید. دانشمندان همچنان تصور می کردند که سیاره مشتری دارای چهار قمر و سیاره زحل دارای هشت قمر است. اما آنها در سال 1892 میلادی قمر پنجم مشتری و در سال 1898 میلادی قمر نهم سیاره زحل را کشف کردند. اکنون آشکار شده بود که تعداد اقمار سیارات مطابق نظر کپلر نیست. آسف هال اقمار مریخ را به صورت نقاطی نورانی و متحرک مشاهده کرد. ولی تصاویری که در سال 1969 میلادی توسط فضاپیمای مارینر و در سال 1975 توسط وایکینگ ارسال شد نشان داد که اقمار دوقلوی مریخ ظاهری بسیار ناهنجار و بی قاعده دارند. هال این اقمار را به افتخار اسبهای کالسکه خدای جنگ در افسانه یونان فوبوس (به معنای خدای ترس) و دیموس (به معنای خدای وحشت) نامید. آسف هال نتوانست اندازه اقمار مریخ را تعیین کند. اما مشاهدات بعدی نشان داد که طول قمر بزرگتر مریخ یعنی فوبوس تقریبا" 27 کیلومتر است. فوبوس خیلی به مریخ نزدیک است و دریک مدار دایره ای شکل و به  فاصله 9380 کیلومتری آن قرار دارد. نزدیکی زیاد باعث می شود که این قمر با سرعت زیادی حول مریخ بچرخد. به طوری که هر چرخش کامل آن 7 ساعت و 51 دقیقه طول می کشد. دیموس هم مانند فوبوس دارای یک مدار دایره ای شکل است ولی در فاصله 23500 کیلومتری مریخ قرار دارد. طول دیموس در حدود 15 کیلومتر است و 31 ساعت و 5 دقیقه طول می کشد تا یکبار به دور مریخ بچرخد.فوبوس و دیموس هر دو خاکستری رنگند و به خاطر وجود دهانه های آتشفشانی شبیه شهاب سنگهای آبله گون اند. این دو قمر هم مانند قمر زمین بدلیل پدیده قفل شدگی گرانشی همیشه یک روی خود را به مریخ نشان می دهند. شهاب سنگهای مریخی   عقیده بر این است که حداقل۳۴ شهاب سنگ غیر عادی کشف شده بر سطح زمین که با نام شهابسنگهای SNC هم شناخته می شوند ،در واقع تکه هایی از مریخ بوده اند که بر اثر برخوردهای شدید  سنگی یا شهابی از سیاره قرمز جدا شده ودر دام جاذبه زمین گیر افتاده اند این عقیده باوجود شهابسنگهایی که بهمین طریق از سطح ماه به سطح زمین آمده اند تقویت شده است.یک نمونه از شهابسنگهای مریخی شهاب سنگ معروف ALH 84001  با عمری بیش از چهارونیم میلیارد سال می باشد .در تابستان 1996 یک تیم پژوهشی ناسا در مرکز فضایی جانسون اعلام کردند که شواهدی از وجود حیات ابتدایی در این سنگ یافته اند.کارشناسان این تیم عقیده داشتند اولین مولکولهای ارگانیک واصلی که به نظر می رسید دارای منشاء مریخی باشند٬ چندین ترکیب معدنی که از ویژگیهای فعالیت زیستی بوده واحتمالا" میکروفسیل ها(فسیل هایی بسیار ریز) از ساختار باکتری شکل اولیه را درون سنگ مریخی یافته اند.نتایج کار این گروه هنوز بطور قطعی اثبات نشده است.سن این شهابسنگها کمتر از 2 میلیارد سال تخمین زده شده است.ترکیب ساختمانی آنها نشاندهنده این است که در جریانات بازالتی مواد مذاب یا lava  ودر نتیجه فعالیت آتش فشانی شکل گرفته اند.این شهاب سنگها در سه گروه با نامهای شرگوتیت(Sherogottites) ناخلایت وچاسییگنی(Chassigny)یا SNC .کشف گاز حبس شده درون این شهابسنگها یکی از نشانها های مریخی بودن آنها به حساب می آید.ترکیب ایزوتوپیک این سنگها تشابه بسیار زیادی با ترکیب جو مریخ دارد.   کاوش های مریخی بین سالهای 1963 تا 1974 میلادی کاوشگرهای بسیاری از طرف روسها و آمریکایی ها به سوی سیاره مریخ فرستاده شدند و تعدادی از این کاوشگرها در انجام ماموریت خود ناکام ماندند و تعدادی دیگر توانستند  ماموریت خود را با موفقیت انجام دهند. در بیستم اوت سال 1975 میلادی فضاپیمای وایکینگ 1 که توسط ایالات متحده آمریکا طراحی و ساخته شده بود به فضا پرتاب شد. نخستین هدف این فضاپیما کشف حیات در سطح سیاره مریخ بود.  به دنبال آن فضاپیمای وایکینگ 2 در نهم سپتامبر همان سال به فضا پرتاب شد. این دو فضاپیما تقریبا" یک سال بعد به مریخ رسیدند و تا زمان انتخاب یک محل مناسب برای فرود در مداری در اطراف مریخ قرار گرفتند. این دو فضاپیما هنگامی که در جستجوی یک محل مناسب برای فرود بودند عکسهایی را به زمین ارسال کردند. یک ماه پس از ورود به مدار مریخ بالاخره یک محل فرود مناسب برای فضاپیمای وایکینگ 1 انتخاب شد. مریخ نشین فضاپیمای وایکینگ 1 تقریبا" 10 دقیقه پس از ورود به جو مریخ به آرامی فرود آمد. محل فرود در 4/24 درجه شمال قطب مریخ واقع شده بود. 45 روز بعد وایکینگ 2 در آن سوی سیاره 7500 کیلومتر دورتر از وایکینگ 1 در 9/47 درجه شمالی به آرامی فرود آمد. هنگامی که مریخ نشینها از فضاپیما های خود جدا شدند ابتدا سرعت آنها توسط هشت موتور از مدار خارج کننده راکت کند شد. در این مدت یک محافظ حرارتی کپسول را در مقابل اصطکاک ناشی از ورود به جو مریخ محافظت می کرد. هنگامی که سرعت فرود از 16 هزار کیلومتر بر ساعت به حدود هزار کیلومتر بر ساعت کاهش یافت یک چتر باز شد. در ارتفاع هزار متری چتر دور انداخته شد و یک سری هشت تایی از موتورهای راکت مریخ نشین سرعت فرود را باز هم کاهش دادند. در این لحظه سرعت فرود هر یک از مریخ نشینها فقط 8/8 کیلومتر بر ساعت بود. هر دو مریخ نشین به دوربینهایی با قابلیت عکاسی پی در پی ،بیلهای مکانیکی و دستگاههایی جهت آنالیز شیمیایی و زیست شناسی نمونه های برداشته شده از سطح مریخ مجهز بودند. آنها تصاویر مربوط به طبیعت متروکه ،عوارض صخره ای و مناطق تپه شنی حاصل از وزش بادهای مریخی اطراف محل فرود وایکینگ 1 را به زمین ارسال کردند. اما آنها در انجام ماموریت اصلی خود که کشف حیات در سطح این سیاره بود ناکام ماندند. پروژه وایکینگها بعنوان اولین وسایل ساخته دست بشر برای فرود آرام بر سطح یک سیاره  به حساب می آمدند.زمان مفید کاری چهار فضاپیمای وایکینگ از 90 روز پیش بینی شده فراتر رفت.نتایج نسبتا" مفیدی از عملیات آنها بدست آمد ونهایتا" ناسا پایان پروژه را در تاریخ 21 می 1983 اعلام کرد. بعنوان نتایج این پروژه میان سیاره ای اعلام شد که تغییرات دمایی جو سیاره بسیار کم است بعنوان مثال بالاترین دمای ثبت شده توسط  هردو مریخ نشین 21- درجه سانتیگراد وپایین ترین دما نیز 124- درجه سانتی گراد گزارش شد.نتایج بدست آمده ازاین پروژه همچنین نشان میدادند که جو سیاره بطور عمده ای از گازکربنیک تشکیل شده است.نیتروژن آرگون اکسیژن ودر حدی ناچیز نئون٬ زنون وکریپتون نیز وجود دارد.جو سیاره شامل مقادیری اندک آب هم می باشد که مقدار آن تنها به یک هزارم مقدار آب در جو زمین می رسد.حتی این مقادیر ناچیز هم می تواند متراکم شده و ابرهایی را بر فراز جو تشکیل دهد وحتی می تواند موجب تشکیل مه صبحگاهی شود.هم چنین شواهد نشان می دادند که سیاره در گذشته جو چگال تری داشته که باعث جریان یافتن آب مایع بر سطح آن شده است.عوارضی فیزیکی شبیه به بستر رودخانه ها تنگه ها وخطوط ساحلی دریاها اشاره به وجود رودخانه هایی بزرگ وحتی دریاهایی داشته است.   موج جدید کشفیات مربوط به این سیاره از سال 1996 آغاز شد .در این سال ناسا ماموریت نقشه بردار مریخ(Mars Global Surveyor) را از ایستگاه نیروی هوایی کیپ کاناورال در فلوریدا آغاز کرد.این فضاپیما در 12 سپتامبر سال 1997 به سیاره رسید.بعد از گذشت 1.5 سال تصحیحات مداری از مداری بیضی کشیده به مداری دایروی٬ ماموریت نقشه برداری خود را در مارس 1999 شروع کرد.با استفاده از یک دوربین فوق حساس سیاره را از ارتفاع پایین در یک مدار قطبی که یک سال مریخی( که در حدود دو سال زمینی است) طول کشید نقشه برداری نمود.این فضاپیما بعد از ارسال حجم بسیار زیاد اطلاعات در باره سطح و جو سیاره در سال 2001 فعالیتش را به پایان رساند. ناسا در سال 1996 فضاپیمایی دیگر را نیز با نام Mars Path Finder  به معنای راهیاب مریخ به سوی آن ارسال کرد.هدف از ارسال آن آزمایش روبات های مجهز مریخ نورد  ارزان قیمت با فناوری بالا بود.راهیاب مریخ طی یک فرود غلطشی وبا استفاده از کیسه های هوایی جهت فرود بر سطح سیاره نشست تصاویری دقیق از محل فرود خود ارسال نمود وتوانست تحلیل های شیمیایی مفیدی را از نزدیکترین سنگها ولایه های محل فرود انجام دهد.نتایج این پروژه نشان میدادند که مریخ زمانی گرم ومرطوب بوده است.اکنون این سئوال مطرح شده بود که آیا در گذشته با وجود آب بر سطح آن وجو غلیظ تر زندگی می توانسته بوجود بیاید یا خیر؟ در 11 دسامبرسال 1998 ناسا یک مدار نورد(Mars Climate Orbiter) با هدف مطالعات  آب وهوا شناسی مریخ روانه آن کرد.این مدار نورد به تحقیقات آب وهوایی میان سیاره ای وبه جمع آوری اطلاعاتی جهت ارسال مریخ نشین قطبی (Mars Polar Lander) پرداخت.این مدار نورد طی یک شیرجه به نواحی غلیظ جو مریخ آتش گرفته ونابود شد. مریخ نشین قطبی هم در سال 1999 توسط یک موشک دلتا 2 به سمت مریخ پرتاب شد.برنامه ریزی شده بود که در این پروژه یک روبات سطح نشین در منطقه ای قطبی در جنوب سیاره فرود بیاید به همراه آن دو کاوشگر عمقی بانام deep space 2 وجود داشت.متاسفانه در تاریخ 3 دسامبر به سیاره رسید وبطور مرموزی گم شد. بدنبال آن ناسا  فضاپیمای اودیسه مریخ(Mars Odyssey) را در 7 آوریل 2001 به سیاره قرمز فرستاد.وسایلی با هدف مطالعه سطح سیاره  کشف آب ومحیط یونیده اطراف سیاره در مدار نورد نصب شده بود.اودیسه در تاریخ 24 اکتبر سال 2001 به سیاره رسید ودر مدار مناسب قرار گرفت.با کمک پدیده ترمز هوایی توانست در مداری نزدیک دایروی حول قطبی قرار بگیرد.از ژانویه سال 2002 به اندازه گیری های علمی پرداخت.کار اصلی آن در اواخر تابستان 2004 ادامه یافت از آن به بعدتا تاریخ اکتبر سال 2005 از آن به عنوان یک ماهواره مخابراتی رله ای جهت ارسال اطلاعات از مریخ نورد تحقیقاتی مریخ یا Mars Exploration Rover به زمین استفاده شد. در تابستان سال 2003 ناسا دو مریخ نورد مشابه به سطح مریخ فرستاد.اسپریت (MER-A) در دهم ژوئن سال 2003 توسط یک موشک دلتا 2 از پایگاه هوایی کیپ کاناورال به فضاپرتاب شد ودر تاریخ 4 ژانویه 2004 با موفقیت بر سطح مریخ فرود آمد.آپورجونیتی یا مریخ نورد فرصت (Opportunity)یا MER-B  را در 7 ژولای 2003 توسط موشک دلتا 2 به فضاپرتاب شد ودر تاریخ 25 ژانویه سال 2004 بر سطح آن فرود آمد.هردو آنها با استفاده از نتایج آزمایشات موفق رهیاب مریخ در استفاده از کیسه های هوایی جهت فرود در سطح فرود آمدند. در سال 2003 ناسا در پروژه ای با نام مارس اکسپرس (Mars Express) با همکاری با آژانس فضایی اروپا وآژانس فضایی ایتالیا فضاپیمایی را روانه سیاره کرد که در دسامبر همان سال به مریخ رسید وشروع به اندازه گیری های جوی وسطحی سیاره از یک مدار قطبی نمود.این فضاپیما شامل یک سطح نشین کوچک با نام بیگل دو بود (بیگل نام کشتی تحقیقاتی چارلز داروین بود که با آن به تحقیقات گسترده ای دست زد.)متاسفانه پس از فرود بیگل دو بر سطح مریخ آژانس فضایی اروپا نتوانست با آن ارتباط برقرار کند واز دست رفت.علیرغم آن مارس اکسپرس توانست با موفقیت به کارهای در نظر گرفته شده بپردازد. در تاریخ 12 اوت سال 2005 ناسا یک فضاپیمای جدید ودقیق را با نام Mars Reconnaissance Orbiter(MRO) را راهی سیاره کرد.هدف آن بررسی دقیق تر مناطقی بود که توسط نقشه بردار کره مریخ و اودیسه 2001 انتخاب شده بودند.دقت عکسبرداری آن به 0.2 تا 0.3 متر می رسید.احتمالا" از سال 2009 ناسا برنامه ای گسترده را برای ایجاد آزمایشگاههایی دائمی بر سطح مریخ شروع خواهد نمود.در این برنامه انواع مریخ نورد های جدید کاوشگرهای عمقی روباتهای هوشمند و.... مورد آزمایش قرار خواهند گرفت. ناسا در نظر دارد از سال 2014 برنامه ساخت وبررسی فضاپیماهای قابل برگشت از مریخ را نیز آغاز کند.   جدولی از اطلاعات فضاپیماهایی که تاکنون به سمت مریخ رهسپار شده اند. نام فضاپیما متعلق به تاریخ پرتاب نتیجه عملیات مارس یک شوروی 1 نوامبر 1962 در ارتفاع 106000 کیلومتری ارتباط با آن قطع شد مارینر 3 آمریکا 5 نوامبر 1964 ارتباط با آن قطع شد.در مداری حول خورشید قرار گرفت. مارینر 4   آمریکا 28 نوامبر 1964 21 عکس ومقداری اطلاعات ارسال نمود.ارتباط با آن در21 دسامبر سال 1967 قطع شد. زوند 2 شوروی 30 نوامبر 1964 در 2 ماه می 1965 ارتباط با آن قطع شد مارینر 6 آمریکا 24 فوریه 1969 76 عکس ارسال نمود وبرفراز استوای مریخ در ارتفاع 3392کیلومتر پرواز کرد. مارینر 7 آمریکا 27 مارس 1969 126 عکس بیشتر از نیمکره جنوبی ارسال نمود مارینر 8 آمریکا 8 می 1971 عملیات ناموفق بود .در دریا سقوط کرد. مارس 2 شوروی 19 می 1971 کپسول همراه آن بر سطح مریخ فرود آمد ولی تصویری ارسال ننمود.مدار آن در ارتفاع 2448 تا 24400 کیلومتری بود. مارس 3 شوروی 28 می 1971 مدار نورد اطلاعاتی برگشت داد ولی ارتباط با سطح نشین 20 ثانیه پس از فرود قطع شد. مدار آن در ارتفاع 1552 تا 212800 کیلومتری بود. مارینر 9 آمریکا 30 می 1971 7329 تصویر ارسال نمود.ارتباط در27 اکتبر سال 1972 قطع شد مارس 4 شوروی 21 ژولای 1973 به مدار مورد نظر اطراف سیاره نرسید مارس 5 شوروی 25 ژولای 1973 ارتباط با آن قطع شد.مدار آن در ارتفاع 1760 تا 32500 کیلومتر مارس 6 شوروی 5 اوت 1973 طی عملیات فرود بر سطح سیاره ارتباط با آن قطع شد مارس 7 شوروی 9 اوت 1973 به مدار مورد نظر اطراف سیاره نرسید وایکینگ 1 آمریکا 20 اوت 1975 در تاریخ 20 ژولای 1976 بر سطح سیاره فرود آمد. وایکینگ 2 آمریکا 9 سپتامبر 1975 درتاریخ 3 سپتامبر 1976 بر سطح سیاره فرود آمد فوبوس 1 شوروی 7 ژولای1988 در تاریخ 29 اوت 1988ارتباط با آن قطع شد فوبوس 2 شوروی 12 ژولای 1988 بعد از ارسال مقداری عکس و اطلاعات از مریخ وفوبوس ارتباط با آن قطع شد. مشاهده گر مریخ Mars observer آمریکا 25 سپتامبر 1992 در 25 اوت 1993ارتباط با آن قطع شد مارس 96 روسیه 16 نوامبر 1996 عملیات ناموفق .در دریا سقوط کرد. مسیریاب مریخ pathfinder آمریکا 4 دسامبر 1996 در 4 ژولای 1997 روز استقلال آمریکا در دره Ares  فرود آمد.مریخ نورد ساژرنر به همراه آن ارسال شده بود.ارتباط در 6 اکتبر 1997 قطع شد نقشه بردار کره Global surveyor آمریکا 7 نوامبر 1996 اطلاعاتی ارسال نمود نازومی ژاپن 3 ژولای 1998 مدار نورد مدار نورد آب وهوای مریخ Mars climate orbiter آمریکا 11 دسامبر 1998 مدار نورد.ارتباط با آن در 23 سپتامبر 1999 قطع شد سطح نشین قطبی مریخ Mars polar lander آمریکا 3 ژانویه 1999 مدارنورد +سطح نشین.ارتباط با آن در 3 دسامبر 1999 قطع شد اودیسه مریخ Mars odyssey آمریکا 7 آوریل 2001 در مداری نزدیک قطبی به بررسی سیاره پرداخت مریخ نورد روح sprit آمریکا 10 ژوئن 2003 در تاریخ 4 ژانویه  2004 بر سطح مریخ فرود آمد وبه عکسبرداری وارسال اطلاعات پرداخت. مریخ نورد فرصت Opportunity آمریکا 7ژولای 2003 در تاریخ 25 ژانویه2004 بر سطح مریخ فرود آمد وبه عکسبرداری وارسال اطلاعات پرداخت. مارس اکسپرس ناسا و اسا 2003 به اندازه گیری های جوی وسطحی سیاره از یک مدار قطبی پرداخت. شامل یک سطح نشین هم بود. فضاپیمای MRO ناسا 12 اوت 2005 کامل کننده کاوشهای قبلی وعکسبرداریهای دقیقدر گذشته ستاره شناسان چینی مریخ را به عنوان "ستاره آتش" می شناختند، و دانشمندان هنوز هم سوالاتی راجع به این سیاره سرخ دارند. حتی پس از ده ها فضاپیمایی که به مریخ فرستاده شده اند، مسائل ناشناخته زیادی در مورد این سیاره باقی مانده است. تعدادی از بزرگترین اسرار حل نشده مریخ در ادامه بررسی می شوند.۱.آیا زندگی انسان در مریخ ممکن است؟برای پاسخ به این که زندگی در مریخ ممکن بوده و هست یا خیر، در واقع شاید مردم مجبور به رفتن به مریخ باشند تا این موضوع را بفهمند.برنامه ناسا از سال 1969، فرستادن انسانی به مریخ در سال 1981 و ایجاد پایگاهی دائمی در مریخ در سال 1988 بود.با این حال، سفر های بین سیاره ای انسان، چالش های علمی و تکنولوژیکی محکمی را به همراه دارد. مشکلات مربوط به غذاوآب و اکسیژن، اثرات مضر میکروگرانشی، مخاطرات بالقوه مانند آتش و تشعشعات، و این حقیقت که هیچ فضانوردی نمی خواهد میلیون ها مایل دور از کمک باشد. فرود، کارایی، زندگی روی سیاره ای دیگر و بازگشت از آن مشکلات زیادی را به همراه دارد.با این حال، باز هم فضانوردان مشتاق و کنجکاو هستند. به عنوان مثال، در پروژه مارس 500(بزرگترین شبیه سازی پروازهای فضایی که تا کنون انجام شده)امسال 6 داوطلب به مدت حدود یک سال و نیم در فضاپیمایی شبیه سازی شده زندگی کردند. حتی داوطلبان متعددی برای یک سفر یک طرفه به مریخ وجود دارند.با این حال، هنوز هم مشخص نیست که زندگی بروی سیاره سرخ امکان پذیر است یا خیر؟۲.آیا منشا زندگی بروی زمین، مریخ است؟ شهاب سنگ کشف شده در قطب جنوب که توسط اثرات کیهانی از مریخ به زمین آمده، دارای ساختاری شبیه به آنهایی که توسط میکروب ها بروی زمین ساخته شده اند، است. اگرچه اکثر تحقیقات از آن زمان به بعد، توضیحات شیمیایی را به جای توضیحات بیولوژیکی نشان می دهند، و این بحث همچنان ادامه دارد.این یافته ها، این احتمال را افزایش می دهند که منشا زندگی بروی زمین، سیاره مریخ در مدتها قبل بوده است، آن هم توسط شهاب سنگ هایی که به زمین آمده اند.۳.آیا حیات در مریخ وجود دارد؟ وایکینگ یک ناسا (اولین فضاپیمایی که با موفقیت بر مریخ فرود آمد) معمایی را به وجود آورد که به طور آزاردهنده ای حل نشده باقی مانده است: آیا شواهدی از حیات در مریخ وجود دارد؟ وایکینگ اولین و تنها تلاش تا به امروز را برای جستجوی حیات در مریخ انجام داد، و یافته هایش بحث داغ امروزه شده اند. وایکینگ مولکول های آلی ای نظیر متیل کلراید، دیکلرومتان و ... را در مریخ شناسایی کرده بود. با این حال، این ترکیبات مانند آلودگی های زمینی دیگر به کار نمی آمدند.سطح مریخ برای زندگی با چیزی که ما آنرا در زمین شناخته ایم، بسیار متفاوت است، مخصوصا در شرایط سرما، تشعشعات، خشکی بیش از حد و موارد دیگر.با این حال، نمونه های متعددی از زندگی در شرایط سخت در زمین وجود دارند.هر کجا که آب مایع در زمین وجود داشته باشد، عملا زندگی هم وجود دارد، و احتمال اینکه زمانی اقیانوس هایی در مریخ وجود داشته اند، نظریه وجود حیات در مریخ را تقویت می کند.۴.آیا در گذشته اقیانوس هایی بروی مریخ وجود داشته اند؟ ماموریت های متعددی به مریخ ویژگی هایی را معلوم کرده اند که نشان می دهند زمانی در مریخ به مقدار کافی گرم بوده که آب مایع بتواند در سرتاسر مریخ پخش شود. این ویژگی ها احتمال وجود اقیانوس های وسیع، شیارهای ارتباط دهنده، مصب رودخانه ها و مواد معدنی که آب برای شکل گیری به آنها نیاز دارد، را تقویت می کنند.با این حال، مدل های فعلی از آب و هوای گذشته مریخ نمی تواند توضیح بدهد که چگونه وجود چنین درجه حرارت گرمایی ممکن بوده است، چون خورشید در آن زمان بسیار ضعیف تر بوده است، و همین باعث شده بعضی بر این عقیده باشند که این ویژگی ها توسط بادها یا مکانیسم های دیگری به وجود آمده بودند. با این حال، مدارکی وجود دارد که نشان می دهد مریخ در زمان های بسیار دور به مقدار کافی گرم بوده که بتواند وجود آب مایع را حداقل در یک منطقه در سطح مریخ، پشتیبانی کند. یافته های دیگر به این اشاره دارند که مریخ در زمان های بسیار دور سرد و مرطوب بوده است، نه سرد و خشک و نه گرم و مرطوب.۵.آیا اکنون نیز آب مایع بر سطح مریخ جاری است؟ اگرچه شواهد زیادی نشان می دهند که زمانی آب مایع بر سطح مریخ جاری بوده است، اما این سوال بی پاسخ که اکنون نیز این چنین است یا خیر، هنوز وجود دارد. فشار اتمسفر برای جاری شدن آب مایع بر سطح مریخ بسیار کم است (تقریبا حدود یک صدم زمین) با این حال، خطوط باریک و تیره ای که در دامنه های مریخ دیده می شوند، به این اشاره دارد که ممکن است آب شور در هر بهار در پایین این دامنه ها جاری باشد.۶.منبع متان روی مریخ چیست؟ متان (ساده ترین مولکول آلی) در اتمسفر مریخ برای اولین بار توسط فضاپیمای مارس اکسپرس متعلق به آژانس فضایی اروپا در سال 2003 کشف شد. در زمین،بیشترین متان در جو، توسط وجود حیات تولید میشود(مانند هضم غذای احشام)به نظر می‌رسد متان در اتمسفر مریخ به مدت فقط ۳۰۰ سال پایدار باشد، بنابرین هر چیزی که این گاز را فعال می‌کند، اخیرا این کار را کرده است.با این حال،راه‌هایی‌ برای تولید ،متان بدون وجود حیات نیز موجود است،مانند فعالیت‌های آتشفشانی.فضاپیمای اکزومارس ‌ای اس ای‌ در سال ۲۰۱۶ پرتاب میشود و ترکیب‌های شیمیایی اتمسفر مریخ را به منظور دستیابی به دانش بیشتر در مورد این گاز متان بررسی خواهد کرد.۷.چرا مریخ دو روی متفاوت دارد؟ جریان های گدازه ای در سطح مریخمدت هاست که تفاوت‌های دو طرف مریخ، دانشمندان را گیج کرده است. نیم کره شمالی‌ این سیاره از صافترین و هموارترین نقاط منظومه شمسی‌ است که توسط آبی‌ که زمانی‌ بر سطح مریخ جاری بوده، ساخته شده است.در همین حال، نیم کره جنوبی سطح مریخ به شدت خشن و گودال گودال است و هدو ۲.۵ تا ۵ مایل در ارتفاع بالاتری نسبت به نیم کره شمالی‌ است. مدارک اخیر نشان میدهد که اختلاف گسترده بین دو نیم کره مریخ به وسیله برخورد شدید یک صخره بزرگ فضایی به مریخ، مدتها پیش به وجود آمده است. دانش > فضا  - همشهری آنلاین: یک محقق علوم فضا، در مشاهدات علمی خود جریان گدازه مانندی را چون حلقه‌های طنابی مارپیچ در نزدیکی خط استوای مریخ مشاهده کرده است که برای نخستین بار ویژگی‌های زمین شناسی خارج از زمین را نشان می‌دهد به گزارش خبرگزاری مهر، طرح‌های مارپیچی آتشفشانی در سیاره زمین در کف اقیانوس آرام قابل مشاهده است، در حالی که این جریان گدازه‌ای در نقاط بسیاری در سیاره مریخ مشاهده شده است و هیچ کدام شباهتی به جریان‌های گدازه‌ای که پیش از این مشاهده شده، ندارد. اندرو رایان فارغ التحصیل دانشگاه ایالتی آریزونا که این جریان‌های گدازه‌ای را در سطح مریخ مشاهده کرده، می‌گوید: از مشاهده این حلقه‌های مارپیچ مانند شگفت زده شدم. ابعاد این جریان‌های گدازه‌ای مارپیچ مریخ به 30 متر می‌رسد که بزرگ‌تر از نمونه‌های مشابه در زمین است و نشان می‌دهد که در مریخ فعالیت‌های آتشفشانی وجود داشته است، از نظر زمین شناسی این فعالیت آتشفشانی طی 20 میلیون سال گذشته رخ داده است. بیش از یک دهه است که دانشمندان درباره این دره‌های پرپیچ و خم نزدیک خط استوای مریخ بحث و گفتگو کرده‌اند که آیا این فرآیندها ناشی از فعالیت‌های آتشفشانی است یا توسط یخ به وجود آمده است. ریان به عنوان بخشی از یک پروژه دانشگاهی خود 100 تصویر با وضوح بالا را که توسط مدارپیمای اکتشافی مریخ گرفته شده را مورد تحلیل و ارزیابی قرار داد. این مدارپیما سطح مریخ را از سال 2006 رصد کرده و از آن عکاسی کرده است. وقتی ریان تصویری را برای دومین بار مورد بررسی قرار می‌داد به طرح‌هایی باقی مانده از جریان‌های مارپیچ گدازه‌ای برخورد که ابعاد آنها بین 4 تا 30 متر تخمین زده می‌شود. وی با اشاره به این که ممکن است این طرح‌ها روی سطح مریخ، به دلیل این که شبیه بافت زمینی بوده، نادیده گرفته شده باشد، گفت: این طرح‌های مارپیچی شبیه جریان‌های گدازه‌ای هاوایی است، از این رو می‌توان گدازه را عامل ایجاد آن دانست، نه یخ. تصویر منتشر شده ناسا که نشان دهنده جریان‌های گدازه‌ای مارپیچ روی سطح مریخ است، این جریان‌های گدازه‌ای عامل ایجاد دره‌هایی روی سطح سیاره سرخ شده‌اند دیوید پیج از دانشمندان نجومی دانشگاه کالیفرنیا، لس آنجلس اظهار داشت: این تحقیقات جدید شواهد متقاعدکننده‌ای ارائه داده است که طرح‌های عجیب مریخ به واسطه فعالیت آتشفشانی ایجاد شده است. وی افزود: این تصاویر نشان دهنده تاریخ زمین شناسی پیچیده مریخ است. دانشمندان اعتقاد دارند که رودخانه‌هایی از مواد مذاب از دره‌های مریخی عبور کرده و این طرح‌های مارپیچی را شکل داده‌اند و این گدازه‌ها وقتی سرد شدند طرح‌های مارپیچی را شکل داده‌اند. درحال حاضر هیچ شواهدی از فعالیت‌های آتشفشانی امروز مریخ وجود ندارد اما براساس اظهارات ریان این احتمال وجود دارد که این جریان‌های گدازه‌ای در نقاط دیگری از این سیاره سرخ وجود داشته باشد.  

دید کلی

بین تمام سیارات منظومه شمسی ، زحل جلوه‌ای خاص دارد و این ویژگی را مدیون حلقه‌های زیبایی است که آن را در میان گرفته‌اند. حلقه‌ها از دهها هزار ذره و تکه‌های یخ تشکیل یافته‌اند که در ضخامتی بیش از دهها متر دور سیاره در گردش هستند. مدتهای مدید زحل یگانه سیاره منظومه شمسی تصور می‌شد که دارای چنین حلقه‌هایی است ولی بعدها حلقه‌های سیاره اورانوس و مشتری نیز کشف شدند.

کاوش اولیه

پس از سالها بررسی و رصد ، برای منجمان مسلم شده است که زحل دارای 4 حلقه است. این 4 حلقه به ترتیب از خارج به داخل با حروف d , c , b , a مشخص می‌شوند. سپس حلقه پنجمی هم کشف شد که بسیار دورتر از حلقه‌های چهارگانه قبلی بود. این حلقه را با e مشخص کردند.

 کشف حلقه پنجم و هفتم

اطلاعات بدست آمده توسط ایستگاههای فضایی آمریکایی (پایونیر 2 و ویجر 1 و ویجر 2) طی دوره 1979-1981 ، نویدبخش عصر نوینی در مطالعه حلقه‌های دور سیارات بود. پایونیر 2 ، دورترین حلقه زحل ، یعنی حلقه f را کشف کرد. با بررسی عکسهای بعدی ویجر 1 ، احتمال وجود هفتمین حلقه نیز مطرح شد.

تعداد واقعی حلقه‌ها معلوم شد که زحل فقط 6 یا 7 حلقه عریض بدور خود ندارد، بلکه صدها نوار متحدالمرکز باریک این سیاره را در بر گرفته‌اند و دور آن می‌گردند. تعداد این نوارها در حدود 500 و شاید هم 1000 حلقه برآورد شده است.

ویژگی کلی حلقه‌ها

هیچ کدام از حلقه‌ها شکل یکنواختی ندارند. عرض یکی از این نوارها در نقاط مختلف از 25 تا 80 کیلومتر متغیر است. حلقه‌های بزرگتر از حلقه‌های کوچکتر تشکیل شده‌اند که این روند را به تاثیر گرانشی قمرهای زحل و ماهک‌های آن ، که اخیرا کشف شده است، نسبت می‌دهند.

ویژگی حلقه f

عرض این حلقه بسیار کم است و به احتمال قوی می‌توان این ویژگی را به تاثیر دو قمر از قمرهای زحل نسبت داد. شکل حلقه f یکنواخت نیست و پیچ و تابها و بافته‌هایی در دورن آن مشاهده می‌شود.

پدیده‌های موجود در حلقه‌های زحل

ویژگی شگفت انگیز در حلقه‌های زحل ، پره‌هایی است با ساختاری گوه‌ای شکل که طرف تیز آنها به سوی مرکز متوجه است. پره‌ها در سرتاسر حلقه b پراکنده‌اند و همراه با آن دور زحل می‌گردند. آنگاه گاه و بیگاه در نقاط مختلف حلقه مزبور ظاهر و چند ساعت بعد ناپدید می‌شوند.

منشأ تشکیل حلقه‌های غیر یکنواخت

فرض بر آن است که حلقه های غیر یکنواخت  از فرایند ناتمام تشکیل قمرهایی بر جای مانده اند که می بایست از ذرات ابر مانند بوجود می آمدند

 حلقه های زیبای زحل از زمین فقط با تلسكوپ قابل رؤیت هستند. آنها برای اولین بار توسط گالیله در سال 1610 مشاهده شدند. حلقه های زحل دور استوای زحل را احاطه كرده اند. آنها با زحل تماسی ندارند. هنگامی كه زحل دور خورشید می گردد، حلقه ها همیشه در همان زاویه استوای زحل كج می شوند.

هفت حلقه زحل شامل هزاران فر یا جعد باریك است. این جعدها از میلیاردها قطعه یخ درست شده اند. اندازه این قطعات از اندازه ذرات یخ در حد اندازه گرد و غبار تا قطعات یخ كه بیش از سه متر قطر دارند متغیرند.

حلقه های اصلی بسیار عریضند. برای مثال خارجی ترین حلقه 300000 كیلومتر عرض دارد. اما به قدری این حلقه ها باریكند كه نمی توان از زمین آنها را بدون تلسكوپ دید. ضخامت این حلقه ها متفاوت است و از حدود 200 تا 3000 متر است. فضایی حلقه ها را از همدیگر جدا می كند. هر یك از فاصله ها یا شكاف ها حدود 3200 كیلومتر یا بیشتر از آن پهنا دارد. بعضی از شكاف های بین حلقه های اصلی هم فرها یا جعد هایی مثل موی مجعد انسان دارند.

دو حلقه اصلی زحل, a و b نامیده می شوند. حلقه كوچك تر حلقه c یا كرپ است. بعد حلقه های d و f هستند. فضا یا شكاف بزرگ تر میان حلقه ها شكاف كاسینی نامیده می شود. شكاف كوچك تر شكاف انكه است. به ترتیب نزدیكی به زحل، حلقه ها و شكاف ها عبارتند از: d ،c ، b ، شكاف كاسینی، a ، شكاف انكه، و f كه زیر مجموعه آن g و e است و آخری یك حلقه با انبوه ماده قابل مشاهده به نام نوتس است.

حلقه ها ساختمان پیچیده و تو در تویی دارند. بعضی از ساختارها از جاذبه ماه هایی كه آنها را هدایت می كنند تحت تأثیر قرار می گیرند. اما بیشترشان ناشناخته هستند.

وقتی در دهه 1610 گالیله این حلقه ها را مشاهده كرد نتوانست آنها را با تلسكوپ كوچكش به طور شفاف ببیند و فكر كرد كه آنها ماه های خیلی بزرگی هستند. در سال 1656 كریستین هویگنس ستاره شناس هلندی بعد از به كار بردن یك تلسكوپ قوی تر آنها را حلقه های باریك و صاف اطراف زحل توصیف كرد. هویگنس فكر كرد كه حلقه, یك لایه یا صفحه خاكی تشكیل شده از مقداری ماده است. در سال 1675 جیووانی دمنیو كاسینی ستاره شناس فرانسوی متولد ایتالیا كشف دو حلقه جدا كه در نتیجه ازدحام ماه ها تشكیل شده بودند را اعلام كرد. مشاهدات بعدی به كشف حلقه های بیشتری از زحل منتهی شد. فرها و جعدهای تشكیل دهنده حلقه ها در سال 1980 كشف شدند.

زحل
کیوان	Saturn
سیاره زحل(عربی) یا کیوان (فارسی)سیاره بعد از مشتری قبل از اورانوس و ششمین سیاره منظومه شمسی بوده و بعد از سیاره مشتری بزرگترین سیاره منظومه به حساب می آید.یک حلقه زیبا آنرا از بقیه سیارات  متمایز کرده است. زحل دورترین سیاره ای است که ستاره شناسان باستان آن را می شناختند. در ١٦١٠میلادی گالیله، ستاره شناس ایتالیایی، اولین کسی بود که زحل را با تلسکوپ دید. در کمال شگفتی، او دو زائده در دو طرف سیاره مشاهده کرد. او آنها را به شکل دو کره مجزا رسم کرد و گفت به نظر می رسد زحل، سیاره ای سه تایی است. در رصدها و طرح های بعدی، او دو جسم جانبی زحل را مانند دسته هایی که به سیاره متصل اند، رسم کرد. در ١٦٥٩ میلادی هویگنس، ستاره شناس هلندی، با تلسکوپی که از تلسکوپ گالیله قوی تر بود، زحل را رصد کرد و اعلام کرد در اطراف زحل حلقه باریک و مسطحی وجود دارد. در ١٦٧٥، ستاره شناس ایتالیایی، ژان-دومینیک کاسینی، شکافی را بین دو حلقه زحل، که اکنون آنها را حلقه های A و B می نامیم، مشاهده کرد. اکنون می دانیم که اثرات گرانشی میماس، یکی از اقمار زحل، شکاف ٤٨٠٠ کیلومتری کاسینی را به وجود آورده است. زحل نیز مانند مشتری، بیشتر از هیدروژن (۹۶ درصد)و هلیوم (سه درصد)تشکیل شده است. حجم آن ۷۶۳ بار بیشتر از زمین است. بادهای جو بالایی زحل در مناطق استوایی، تا سرعت ٥٠٠ متر بر ثانیه نیز حرکت می کنند( برای مقایسه، بادهای طوفانی شدید زمین در لایه های بالایی جو ١١٠ متر بر ثانیه است). این بادهای پرسرعت با گرمایی که از درون سیاره می آید، ترکیب می شوند و نوارهای زرد رنگ و طلایی رنگ سطح زحل را تشکیل می دهند. مجموعه حلقه های زحل، بزرگترین و پیچیده ترین حلقه ها در منظومه شمسی هستند که تا صدها هزار کیلومتر از سیاره فاصله گرفته اند. در اوایل دهه ١٩٨٠میلادی، دو فضاپیمای ویجر متعلق به ناسا کشف کردند که بیشتر حلقه های زحل از یخ آب تشکیل شده اند؛ آنها همچنین ساختارهای مواج روی حلقه ها، حلقه های کوچک و ... ، اشکال تیره ای در حلقه ها که با سرعتی متفاوت از سرعت سایر مواد حلقه اطرافشان به دور سیاره می گردند، کشف کردند. مواد حلقه اندازه های گوناگونی، از چند میکرومتر تا چند ده متر، دارند. دو قمر کوچک زحل، درون شکاف بین دو حلقه اصلی قرار دار ند.  بعضی از اقمار زحل بعنوان اقمار شفرد نقش مهمی در شکل گیری وپایداری حلقه های زحل دارند. تا کنون  ٥٦ قمر زحل کشف شده است و احتمالا بسیاری از آنها هنوز دیده نشده اند. بزرگترین قمر زحل ، تیتان، کمی از سیاره عطارد بزرگتر است. ( تیتان دومین قمر بزرگ منظومه شمسی است؛ گانیمد، قمر مشتری، مقام اول را دارد.) تیتان جو ضخیمی از هیدروژن دارد که احتمالا شبیه به جو زمین در مدتها پیش است. مطالعه و بررسی بیشتراین قمر، اطلاعات بسیاری درباره شکل گیری سیارات، و احتمالا اولین روزهای زمین، به ما می دهد. هسته این سیاره مانند بقیه سیارات گازی به شکل هسته ای از جنس صخره(Rock ) سپس لایه ای از هیدروژن فلزی مایع  وسپس اقیانوسی از هیدروژن وهلیم مایع وآخر از همه جوی از هیدروژن وهلیم می باشد. زحل اقمار کوچک بسیاری نیز دارد. هریک از این قمرها در نوع خود بی نظیر و یکتا هستند؛ از انسلادوس که سطحش به طور مداوم در حال تغییر است، تا یاپتوس که یک روی آن به سیاهی قیر و نیمکره دیگرش به سفیدی برف است.  میدان مغناطیسی زحل ۲۱/۰ تسلا ،یک بیستم میدان مشتری واندکی از میدان مغناطیسی زمین ضعیف تر است. زحل، حلقه هایش و بسیاری از اقمار آن، درون مغناط کره زحل، ناحیه ای در فضا که ذرات باردار در آن بیشتر تحت تاثیر میدان مغناطیسی زحل هستند تا بادهای خورشیدی، قرار گرفته اند. تصاویر تلسکوپ فضایی هابل نشان می دهد در مناطق قطبی زحل شفق هایی مانند شفق های قطبی زمین تشکیل می شود. شفق های قطبی زمانی تشکیل می شوند که ذرات باردار در امتداد خطوط میدان مغناطیسی وارد جو سیاره شوند. ویجر ١ و٢    در  ١٩٨١ میلادی از کنار زحل گذشتند و تصاویری از آن به زمین ارسال کردند. مرحله بعدی تکمیل دانش ما از زحل در حالی که کاسینی و هویگنس به تحقیقات خود ادامه می دهند، ادامه دارد. کاوشگر هویگنس در ژانویه ٢٠٠٥ میلادی بر سطح تیتان فرود آمد و داده هایی را از سطح و جو این قمر جمع آوری کرد. کاسینی در طی ماموریت ٤ ساله اش، برای بررسی اقمار، حلقه ها و مغناط کره آن، بیش از ٧٠ دور زحل خواهد گشت. فضاپیمای کاسینی-هویگنس از پروژه های مشترک ناسا، سازمان فضایی اروپا و سازمان فضایی ایتالیا است.   سیاره ی زحل سیاره زحل، احتمالا زیباترین سیاره در منظومه شمسی است. این سیاره کوچک، شبیه مشتری است ولی حلقه های بزرگتری در اطراف خود دارد.حلقه های زحل متشکل از صدها حلقه کوچکتراست، که از ذرات ریز سنگ و یخ تشکیل شده اند. این ذرات به وسیله ی نیروی گرانش زحل در کنار یکدیگر قرار گرفته اند و در مدار این سیاره می چرخند. زحل دومین سیاره بزرگ در منظومه ی شمسی است. جو آن کاملا از گاز هیدروژن است و در زیر ابرهای آن،دریاچه هایی انباشته از هیدروژن مایع قرار دارد. حلقه های زحل از گلوله های برفی از سنگ و یخ به اندازه های متفاوت تشکیل شده است. اندازه ی گلوله ها از برگه های نازک تا قطعه هایی به قطر 10 متر در نوسان است. زحل حداقل 18 قمر کاملا شناخته شده دارد و ممکن است قمرهای بیشتری داشته باشد. بعضی از قمرها درون حلقه زحل قرار دارند. مشهورترین قمر زحل تیتان با قطر 5150 کیلومتر است. تیتان تنها قمر در منظومه شمسی است که جو دارد. جو آن از مقدار زیادی گاز نیتروژن و متان تشکیل شده است. ممکن است روی قمر تیتان دریاچه هایی از گاز مایع وجود داشته باشد. قمر دیگر زحل میماس نام دارد. این قمر فقط 390 کیلومتر قطر دارد ولی دهانه خیلی بزرگی به پهنای 30 کیلومتر روی سطح آن است. این دهانه شبیه به چشم خیلی بزرگی از یک موجود فضایی است.      دریاچه‌های تیتان آماده میزبانی از حیات ابتدایی است نجوم - درحالیکه گاز استیلن روی زمین برای جوش‌کاری استفاده می‌شود، وجود این ماده در تیتان، قمر زحل و تنها قمر دارای جو غلیظ، می‌تواند مهم‌ترین منبع غذایی برای میکروارگانیسم‌های مقاوم به سرما در این قمر باشد. فاطمه محمدی‌نژاد: احتمال دارد تیتان، بزرگ‌ترین قمر زحل، بیش از آن‌چه تصور می‌شد پذیرای حیات باشد. محاسبات جدید نشان می‌دهند دریاچه‌های هیدروکربن موجود در تیتان، سرشار از استیلن هستند، ماده‌ای شیمیایی با فرمول شیمیایی C2H2 که برخی دانشمندان معتقدند می‌تواند غذایی برای موجودات زنده مقاوم در برابر سرما باشد. به گزارش نیوساینتیست، سطح تیتان با دمایی حدود 180 درجه سانتی‌گراد زیر صفر، بسیار سردتر از آن است که آب را به صورت مایع نگه دارد. اما در سال 2005 / 1384، دانشمندان اعلام کردند که ارگانیسم‌های زنده فضایی می‌توانند در ترکیبات هیدروکربن سطح یخ‌زده این قمر زندگی کنند. آن‌ها این نظریه را مطرح کردند که چنین موجوداتی می‌توانند استیلن‌هایی را بخورند که پس از تشکیل در جو، روی سطح این قمر ته‌نشین شده‌اند. سپس این موجودات، برای کسب انرژی، استیلن‌ها را با هیدروژن ترکیب می‌کنند. از آن زمان، فضاپیمای کاسینی چندین دریاچه روی سطح تیتان کشف کرده که تصور می‌شود ترکیبی از اتان و متان مایع باشند. اما از آن‌جاکه هیچ کاوشگری تاکنون از آن‌ها نمونه‌برداری نکرده است، کسی نمی‌داند که چقدر استیلن در این مناطق وجود دارد. برآوردی که در سال 1989 / 1378 انجام شد، نشان داد که استیلن‌‌ها بخش کوچکی را در میان هیدروکربن‌های مایع تشکیل می‌دهند. اما تازه‌ترین برآوردها که بر اساس اطلاعات فرستاده شده از ماموریت کاسینی-هویگنش به زحل انجام گرفته، نشان می‌دهند که در این دریاچه‌ها مقادیر بسیار زیادی غذا برای زندگی هر یک از اشکال ممکن حیات فضایی بر روی این قمر، وجود دارد. این محاسبات توسط گروهی از دانشمندان به سرپرستی دانیل کوردیر از موسسه علمی Nationale Supérieure de Chimie de Renne در فرانسه صورت گرفته است. دمای مناسب اطلاعات بدست آمده از فضاپیمای کاسینی و کاوشگر هویگنس که در سال 2005/ 1384 بر سطح تیتان فرود آمد، این امکان را به تیم کوردیر داد تا ترکیبات احتمالی دریاچه‌ها را مجددا مورد بررسی قرار دهند. این موضوع به عواملی چون دمای دریاچه بستگی دارد که بر سهولت حل شدن مواد شیمیایی در آن تاثیرگذار است، و همچنین ارتفاعی که مواد شیمیایی در جو تشکیل شده و بر سطح قمر می‌بارند. این گروه متوجه شد که میزان استیلن می‌تواند صدها بار بیشتر از تصورات پیشین باشد و یک صدم محتوای دریاچه را شامل شود. جاناتان لونین، از اعضای این گروه در دانشگاه آریزونا گفت:« از دیدگاه زیستی، داشتن یک درصد استیلن میزان بسیار جالبی است.» درک شولزه ماکوک از دانشگاه ملی واشنگتن، یکی از دانشمندانی است که در سال 2005 / 1384 امکان وجود حیات موجودات استیلن‌خور را در تیتان مطرح کرده بود. وی در این رابطه می‌گوید: «من فکر می‌کنم نتایج بسیار جالب هستند و احتمال وجود حیات روی تیتان را تقویت می‌کنند. تیتان باید یکی از دو هدف اول تحقیقات در ماموریت‌های زیست‌فضایی آینده باشد. در حالی که مریخ اولین هدف است». اما تتسویا تاکانو، یکی از محققان تیتان در دانشگاه کلن آلمان معتقد است میزان دقیق استیلن شاید کم اهمیت‌تر از دیگر ترکیبات ناشناخته دریاچه‌ها باشد، مثلا موادی که باعث می‌شود همه ترکیبات با یکدیگر مخلوط شوند. تاکانو با اشاره به یکی از تحقیقات اخیر اعلام کرد که بدون مخلوط‌کننده‌ها، هیدروژن و استیلن در لایه‌های جداگانه دریاچه قرار گرفته و در نتیجه واکنش‌های میان آن‌ها کاهش می‌یابد. این واکنش‌های ممکن است وجود ارگانیسم‌های بیگانه را تقویت کنند.