دانلود مقاله کهکشان

بخشی از مقاله

مقدمه
همه چيز در حال گردش است. زمين به دور خورشيد مى چرخد و ماه تنها قمر زمين به دور زمين. زمين و تمامى سيارات منظومه خورشيدى نيز به دور ستاره بزرگ خورشيد مى چرخند. منظومه خورشيدى ما كه در يكى از بازوهاى كهكشان راه شيرى قرار دارد به دور هسته مركزى راه شيرى مى چرخد. كهكشان راه شيرى در خوشه اى به نام گروه محلى قرار دارد. تمامى كهكشان هاى گروه محلى نيز به دور مركز گروه محلى در حال چرخش هستند. از گردهم آمدن گروه ها و خوشه هاى بسيارى همچون گروه محلى، مجموعه بسيار بزرگ ترى به نام «ابر خوشه » تشكيل مى شود. دنيايى كه ما در آن زندگى

مى كنيم از ميليون ها ابر خوشه تشكيل شده است. حالا مى خواهيم از زمين كوچكمان كه در اين دنياى بزرگ، حتى به اندازه يك نقطه كوچك هم نيست خارج شويم و به سوى اولين لحظات تشكيل عالم برويم. زمانى كه نه من و نه شما و نه هيچ موجود زنده اى وجود نداشت. بيش از 13 ميليارد سال پيش تمام انرژى هاى دنيا، يعنى تمام آن چيزى كه هم اكنون وجود دارد به صورت اصلى ترين ماده تشكيل دهنده انرژى در يك نقطه وجود داشت. (در طول مقاله از واژه هاى كيهان و عالم

استفاده مى شود كه هر دو به يك معنا است. ) اين نقطه با انفجارى بزرگ منفجر شد و انرژى خود را در تمام جهات پخش

كرد. اين لحظه راBig Bang (انفجار بزرگ) و در معادل فارسى«مهبانگ» مى گويند. پس از انفجار بزرگ تمام انرژى هاى دنيا كه در يك نقطه جمع شده بود در تمام جهات پخش و گسترده شد كه اكنون نيز ادامه دارد. به زبان ساده دنيا از زمان انفجار بزرگ

تا اكنون در حال انبساط (باز شدن) است. پس از دو دقيقه با همجوشى پروتون ها و نوترون ها، دوتريوم درست شد. پس از سه دقيقه، هليوم از همجوشى دوتريوم، پروتون ها و نوترون ها پديدار شد. در آن موقع چگالى جرمى ماده از چگالى ماده معادل انرژى فوتون ها كمتر بوده است، در حالى كه هم اكنون چگالى جرمى ماده از چگالى ماده معادل انرژى فوتون ها بيشتر است. در ابتداى تشكيل عالم نوترون ها، پروتون ها و الكترون ها تنها سهم ناچيزى از مقدار ماده را داشتند و اين فوتون ها بوده اند كه انحناى فضا- زمان را به وجود مى آوردند.
صدهزار سال پس از تشكيل عالم، دماى كيهان هشت هزار كلوين بود در حالى كه نهصد هزار سال بعد دماى دنيا به سه هزار درجه كلوين كاهش يافت. در اين زمان به دليل افت دما و خنكى نسبى اى كه به وجود آمده بود پروتون ها و الكترون ها با يكديگر درهم آميخته شدند تا اين كه اتم هاى خنثى هيدروژن را به وجود آوردند. كيهان در اين زمان(يك ميليون سالگى) براى نخستين بار شفاف شد كه با وقوع شفافيت فوتون هاى زمينه ميكروموجى كيهانى در تمام عالم گسترش يافتند. در اين هنگام قسمت هايى از كيهان كه مقدارى از ميانگين چگال تر بودند تبديل به خوشه ها، ابرخوشه ها و كهكشان ها شدند و قسمت هاى كوچك و كم تراكم تر باقيمانده تبديل به فضاى ميان ابرخوشه ها شدند. طى يك دوره چند ميليون ساله ابر هاى گازى به وجود آمدند كه هسته اوليه تشكيل ستارگان بودند. كهكشان راه شيرى در يك ابر چرخنده كم سرعت از هيدروژن و هليوم كه در حدود 100 كيلوپارسك (326 سال نورى) پهنا دارد تشكيل شد. البته هنوز معلوم نيست كه كهكشان ما از يك ابر بزرگ گازى تشكيل شده يا آن كه از تعدادى ابرهاى كوچك كه با يكديگر درهم آميخته شده اند. در سير تكميلى و گسترش

عالم در مركز كهكشان راه شيرى دو مركز بسيار پرانرژى كه سياهچاله هستند به وجود آمد كه به نوعى نقطه تعادل و جاذبه گردشى كهكشان است. بيش از 5/4 ميليارد سال پيش منظومه خورشيدى ما در درون يكى از ابرهاى گازى كهكشان راه شيرى متولد شد. در ابتدا بخش هايى از اين ابر بزرگ شروع به متراكم شدن كرد و بر اثر كشش گرانشى فشرده شد تا به صورت يك توده كروى شكل درآمد. پس از صد هزار سال خورشيد به صورت يك كره بسيار كوچك متولد شد. خورشيد كوچك

مدام داغ تر و گرم تر مى شد و به سرعت به دور خود مى چرخيد و از خود ماده در فضا رها مى كرد. پس از مدتى خورشيد به دوران بلوغ خود رسيد. در اين دوره اولين انفجارهاى هسته اى خورشيد آغاز شد كه سبب درخشش اين ستاره بزرگ مى شد. خورشيد از ابتداى پيدايش خود تاكنون مدام در حال تبديل ماده به انرژى است. حلقه هايى از موادى كه از خورشيد

جدا مى شدند كم كم به صورت اجرام كوچكى درآمدند و پس از مدتى بر اثر گرانش بسيار بالاى خورشيد در مدار هايى متفاوت شروع به چرخيدن كردند. اين اجرام كه توده هاى كوچك چرخانى در ميان توده هاى بزرگى از گاز و غبار بودند پس از طى چندين ميليون سال تبديل به سيارات بزرگ و كوچكى شدند كه امروزه به نه نام مختلف همچنان به دور خورشيد بزرگ

در حال گردش هستند. هر نه سياره منظومه خورشيدى در نه مدار مختلف و در فاصله هاى معينى از خورشيد قرار دارند كه به ترتيب از اولين سياره نزديك به خورشيد عبارتند از «عطارد، زهره، زمين، مريخ، مشترى، زحل، اورانوس، نپتون و پلوتو.»
يوهان كپلر قوانين سه گانه اى را كشف و براى حركت سيارات وضع كرده است كه شامل مواد ذيل است: 1-همه سياره ه

ا در يك مدار بيضى شكل به گرد خورشيد مى چرخند. 2- هر سياره اى كه در گردش خود نزديك به خورشيد مى رسد، سرعتش بيشتر مى شود. 3- بين مسافت و دورى سياره از خورشيد با زمانى كه مدار خود را مى پيمايد، نسبت خاصى برقرار است.
سياره«پلوتو» كه در دورترين فاصله خود از خورشيد هفت ميليارد كيلومتر از آن فاصله دارد زاويه مدارى متفاوتى نسبت به ديگر سيارات دارد. مدار تمامى سيارات منظومه خورشيدى تقريباً موازى با خورشيد است اما مدار پلوتو در حدود 40 درجه از مدار ديگر سيارات به دور خورشيد، داراى انحنا است. آخرين سياره منظومه خورشيدى «پلوتو» به دليل فاصله بسيار زيادى كه با زمين دارد تا سال 1930 كشف نشده بود تا اين كه در همين سال «كلايد تومبا» ستاره شناس آمريكايى توانست آن را رصد كند. كمترين فاصله پلوتو با زمين چهار ميليارد و سيصد ميليون كيلومتر است. اما كلوخه هاى كوچكترى كه از خورشيد جدا شده بودند تبديل به اقمار سيارات و كلوخه هاى كوچك تر از آن ها نيز تبديل به سيارك ها شدند. تاكنون تنها در حدود 110 سياره ديگر كشف شده است كه به دور ستاره اى همانند خورشيد در حال گردشند. سياراتى كه تاكنون كشف شده اند در فاصله هاى بسيار دورى از زمين قرار دارند و تقريباً در اندازه هاى مشترى و زحل هستند.
دنياى پهناور ما همچون بادكنكى كه در حال باد شدن است مدام در حال بزرگ شدن است و هر روز بر پهناى آن افزوده مى شود. بر طبق قانون هابل كهكشان هاى دوردست با سرعتى به تناسب دوريشان از ما فاصله مى گيرند، بنابراين كيهان به طور يكنواخت در حال انبساط است. البته بايستى بدانيد كه كهكشان ها خود در حال انبساط و بزرگ شدن نيستند بلكه اين فضا- زمان است كه منبسط مى شود و كهكشان ها را با خود مى برد. براساس اين قانون اگر عالم باز يا مستوى باشد، انبساط تا بى نهايت ادامه دارد و اگر بسته باشد انبساط متوقف شده و عالم شروع به رمبش (انقباض) مى كند. چون گرانش از سرعت انبساط عالم مى كاهد ممكن است كه روزى پيروز شود و موجب توقف گسترش عالم و در نتيجه فروريختن كيهان در خود شود. براى درك بهتر مثالى بيان مى كنيم: سرعت گريز از زمين 4/11 كيلومتر بر ثانيه است. حال اگر موشكى با سرعت كمتر بخواهد از جو زمين خارج شود جاذبه زمين اين اجازه را به او نمى دهد و موشك به سمت زمين باز مى گردد. پس اگر سرعت نسبى دو كهكشان از سرعت گريزشان كمتر باشد روزى انبساط پايان يافته و كيهان شروع به انقباض مى كند و اگر سرعت گريزشان بيشتر باشد انبساط عالم ادامه خواهد داشت. براى رسيدن به پاسخى قطعى درباره سرنوشت عالم ما،

در ابتدا بايستى به چگونگى پيدايش آن پى برد. هم اكنون گروهى از دانشمندان فيزيك در حال بررسى زمان صفر انفجار بزرگ از طريق «نظريه ريسمان ها» هستند. نظريه ريسمان ها فرضيه اى نوين و جديد است كه هنوز به صورت تجربى ثابت نشده است. بر طبق اين نظريه، عالم در رده اى بنيادى تر از رشته ها با ريسمان هايى ساخته شده كه با فركانس هاى مختلف ارتعاش مى كنند. پژوهش درباره ماهيت انفجار بزرگ به ظاهر تنها از طريق نظريه ريسمان ها امكان دارد اما زمان پاسخ به چنين پرسشى سخت و دشوار كه بزرگ ترين معماى عالم است هرگز معلوم نخواهد بود.

ستاره‌ها را کمابیش همیشه می‌توان به همراه گاز، غبار و «ماده تاریک» در مجموعه‌هایی به نام کهکشان یافت. ۱۰ تا ۲۰ درصد هر کهکشان از ستارگان، گاز و غبار تشکیل شده است. نیرویی که یک کهکشان‌ را برپا نگاه میدارد و از پراکنده شدن آن جلوگیری می‌کند نیروی گرانش است. اجزاء کهکشانی همگی گرد یک کانون مشترک گردش دارند. از برخی نشانه‌ها چنین برمی‌آید که ممکن است در کانون برخی، یا حتی بیشتر کهکشان‌ها سیاهچاله‌هایی وجود داشته باشد. یک کهکشان در آغاز یک نیاکهکشان است که پس از تکامل به صورت یک کهکشان درمی‌آید.

واژه کهکشان از دو واژه فارسی «کاه» و «کشان» ترکیب یافته و علت این نامگذاری تمثیل این پدیده‌های اخترشناختی به حالتی است که خرمنی از کاه بر روی زمینه‌ای سیاه کشیده شده و کاهدانه‌ها (ستارگان) بر روی آن پراکنده گردیده‌اند.
تاریک‌ترین کهکشان کم نورترین و کوچکترین کهکشان دنیا در نزدیکى کهکشان معروف آندرومدا(M۳۱) قرار دارد.
این کهکشان تاریک آندرومدا IX، یک کهکشان کروى کوتوله و بسیار کم نور با قطر ۳۰۰۰ سال نورى است که

در نزدیکى کهکشان آندرومدا(M۳۱) و در فاصله تقریبى ۵/۲ میلیون سال نورى از زمین قرار دارد. این کهکشان کوتوله داراى کمترین روشنایى سطحى در میان کلیه کهکشان هاى شناخته شده است و روشنایى آن ۱۰۰ هزار بار کمتر از کهکشان راه شیرى است.

کشف کهکشان آندرومدا IX با استفاده از تلسکوپ ۵/۲ مترى آیزاک نیوتن واقع در جزایر قنارى شناخته شد. کشف کهکشان «آندرومدا IX» کمک مهمى به ستاره شناسان براى حل مسئله ماده تاریک در عالم است.

در تعریف ماده تاریک باید گفت که جرم قابل رویت کهکشان ها و خوشه هاى کهکشانى، تنها یک دهم میزانى است که از روى حرکت آنها و قواعد دینامیکى محاسبه مى شود. به عبارت دیگر ستاره شناسان هم اکنون تنها حدود ۱۰ درصد جرم «موجود» در کیهان را مى توانند رصد کنند.

براساس نظریه هاى کیهان شناختى، ماده تاریک در جریان انفجار بزرگ (Big Bang) به وجود آمد و با انبساط جهان، بهصورت توده اى شکل درآمد و بدین ترتیب، بذر اولیه کهکشان ها در عالم پاشیده شد. اما بعد از آن، ماده قابل رویت موجود در عالم، به علت سرد شدن بیش از اندازه، توسط ماده تاریک جذب شد.

با توجه به محاسبات صورت گرفته در مورد مقدار ماده تاریک موجود در عالم، تعداد کهکشان هاى اقمارى کهکشان هایى مانند کهکشان راه شیرى و آندرومدا (M۳۱) بایستى ۱۰۰ برابر بیشتر از تعدادى باشد که ستاره شناسان تاکنون موفق به کشف آنها شده اند. کشف کهکشان کوتوله و کم نور «آندرومدا IX» در اطراف کهکشان آندرومدا، ممکن است بخشى از مسئله ماده تاریک عالم که قبلاً قابل رویت نبود را حل کند
اشکال کهکشانها
اشکال کهکشانها بر اساس شیوه‌ای طبقه بندی می‌شود که طبق

شیوه طبقه بندی ستاره شناس آمریکایی ، ادوین هابل (1953- 1986) ، شکل یافته است. در مورد تکامل کهکشانها اطلاعات قطعی کمی در دست است. تنها مطلب مورد اطمینان این است که کهکشانها میلیاردها سال پیش به شکل توده‌ای از ابرهای گازی و غباری بوجود آمدند.

کهکشان بیضوی
کهکشانهای نامنظم هیچ شکل یا ساختار منظمی ندارند، آنها دارای جرم بیشتری از کهکشانهای دیگر هستند و بیشتر ستاره‌های موجود در آنها دارای طول عمر کم و درخشان می‌باشند. با وجود اینکه بسیاری از کهکشانهای نا منظم در بر گیرنده نواحی تابان گازی هستند که ستاره‌ها در آنها شکل می‌گیرند، بیشتر گاز میان ستاره ای کهکشانها بایستی متراکم شوند تا ستاره‌های جدیدی بوجود آورند. حدود 5% از هزار کهکشان درخشان را کهکشانهای نا منظم تشکیل می‌دهند. این در حالی است که یک چهارم کهکشانهای شناخته شده نیز کهکشانهای نامنظم هستند.
کهکشانهای مار پیچی
کهکشانهای مارپیچی دارای بازوهایی هستند که شکلی مارپیچی در اطراف بر آمدگی مرکزی یا هسته ، قرصی ایجاد می‌کنند که چرخش هسته با چرخش بازوهای آن همراه می‌شود. جوانترین ستاره‌های کهکشانهای مارپیچی در بازوهای کم توده یافت می‌شوند و ستاره‌های کهن اکثرا در هسته متراکم قرار دارند. کهنترین ستاره‌ها در هاله‌های کروی پراکنده قرار دارند و اطراف قرص کهکشانی را فرا گرفته‌اند. بازوهای مذکور همچنین دارای غبار و گاز فراوانی هستند که منجر به تشکیل ستاره‌های جدید می‌شود.

کهکشان مارپیچی میله ای
یک کهکشان مارپیچی میله‌ای دارای یک هسته برآمدگی مرکزی کشیده شده و میله‌ای شکل است. همزمان با چرخش هسته اینطور به نظر می‌رسد که در هر سوی هسته یک بازو نیز می‌چرخد. برخی ستاره شناسان عقیده دارند کهکشان راه شیری نیز یک کهکشان مارپیچی میله‌ای است. شکل کهکشانهای مارپیچی و کهکشانهای مارپیچی میله‌ای متغیر است.
از کهکشانهای با برآمدگیهای مرکزی بزرگ با بازوهای نه چندان بهم پیوسته تا کهکشانهای با برآمدگیهای مرکزی کوچک و بازوهای آزاد. گر چه کهکشانهای مارپیچی و مارپیچی میله‌ای پیش از این به عنوان دو نوع کهکشان متفاوت طبقه بندی می‌شدند، ولی امروزه ستاره شناسان آنها را مشابه می‌دانند.
کهکشانهای بیضوی
کهکشانهای بیضوی از نظر شکل ، از شکل بیضی‌گون (شبیه توپ فوتبال امریکایی) تا شکل کروی متغیر هستند و اشکالی ما بین این دو نیز یافت می‌شوند. بر خلاف کهکشانهای دیگر که نوری آبی از ستاره‌های فروزان و کم عمر منعکس می‌کنند، کهکشانهای بیضوی زرد رنگ بنظر می‌رسند. علت این امر توقف شکل گیری ستارگان در این کهکشانها می‌باشد که در نتیجه تقریبا تمام نور آنها از ستاره‌های غول سرخ که دارای طول عمر زیادی هستند تأمین می‌شود.

کهکشانهای فعال و غیر عادی
از تمام کهکشانها میزان معینی تشعشع الکترومغناطیسی ساطع می‌شود. برخی کهکشانها ، به طرز غیر عادی ، مقادیر زیادی تشعشع تابش می‌کنند. این کهکشانها ، کهکشانهای فعال نامیده می‌شوند. انرزی آنها از منبعی با جرم بسیار زیاد اما به هم فشرده که در مرکز کهکشان فعال قرار دارد تأمین می‌شود.
انرژی اغلب بصورت اشعه ایکس ، موج رادیویی و همچنین نور است و میزان انرژی آزاد شده به قدری زیاد است که نمی‌توان تصور کرد ستاره‌ها آنرا بوجود آورده باشند. ستاره شناسان بر این عقیده اند که تنها جسمی که قادر است این مقدار انرژی را ازاد کند یک حفره سیاه فوق العاده پر جرم است. بنابر این، علت اینکه برخی کهکشانها از جمله کهکشان خودمان انرژی نسبتا کمی آزاد می‌کنند این است که حفره سیاه مرکزی کوچکی را در میان گرفته‌اند.

کوازارها
بنظر می‌رسد که کوازارها (شبه ستاره‌ها) هسته فعال کهکشانهای دور دست باشند. آنها درخشانترین ، سریعترین و دورترین اجرام شناخته شده در جهان هستند. کوازارها همانند ستارگان از سطح زمین به مثابه یک نقطه نورانی خیلی ریز دیده می‌شوند. اگر چه کوازارها فقط به اندازه منظومه شمسی هستند، نور برخی از آنها مسافتی در حدود 10 میلیارد سال نوری را طی می کند تا به ما برسد. ما برای اینکه بتوانیم چنین اجرام دوری را شناسایی کنیم نیاز به تابش زیاد نور آنها داریم. تشعشع انرژی بعضی از کوازارها حدود 100 برابر تشعشع کهکشانهای عظیم است.

با گسترش جهان کوازارها که در لبه خارجی آن قرار دارند بسرعت از زمین فاصله می‌گیرند. دورترین کوازارهایی که قابل رویت حدود 12 میلیارد سال نوری در جهت انتهای قابل مشاهده جهان قرار دارند. بخاطر زمان زیادی که طول می‌کشد تا نور کوازارها به زمین برسد، این کهکشانها ستاره شناسان را قادر می‌سازند تا جهان را در اولین مراحل شکل گیری ، مورد مطالعه قرار دهند. کوازارها فوق العاده درخشان و در عین حال بسیار مهم فشرده می‌باشند. در مقایسه با گستره کهکشان راه شیری که 100000 سال نوری می‌باشد، کوازارها قطری معادل چند روز یا هفته نوری را تشکیل می‌دهند.

کهکشانهای رادیویی
تمامی کهکشانها ، موج رادیویی ، نور قابل رویت و انواع تشعشع از خودشان تولید می‌نمایند. انرژی رادیویی یک کهکشان رادیویی خیلی متراکمتر از انرژی کهکشانهای معمولی است. این انرژی از دو قطعه خیلی بزرگ ، یا ابرهای عظیم الجثه متشکل از ذرات در حال دور روشن از کهکشانها تشتشع می‌یابند.

این ابرهای عظیم از فورانهای گازی که از مرکز کهکشان با سرعتی معادل یک پنجم سرعت نور خارج می‌شوند، در آسمان شکل می‌گیرند. به نظر می‌رسد که فوران این انرژی عظیم توسط یک حلقه پیوستگی صورت می‌گیرد که یک حفره سیاه خیلی متراکم را در بر می‌گیرد و در مرکز کهکشان واقع است. از هر یک میلیون کهکشان فقط یکی از آنها یک کهکشان رادیویی است.

تصادم کهکشانها
بیشتر کهکشانها از کهکشانهای همسایه خود صد هزار سال نوری فاصله دارند. به هر حال، بعضی از کهکشانها تا اندازه‌ای به یکدیگر نزدیک می‌شوند که نیروی جاذبه دو طرفه آنها اشیاء موجود در کهکشانها دیگر را به اطراف خود می‌کشد و این امر باعث بوجود آمدن توده‌هایی به نام دنباله‌های کشندی می‌گردد، که این دنباله‌ها مانند پلی کهکشانها را به یکدیگر وصل می‌نمایند. نزدیکی بیش از حد کهکشانها ممکن است، توأم با تصادم آنها گردیده و به دنبال این عمل یک تغییر شکل بنیادی در شکل ظاهری آنها صورت پذیرد.

کهکشان راه شیری
در شبی تاریک و صاف ، ستارگان چنان می‌درخشند که گویی می‌توان با دست آنها را لمس کرد. در واقع بیشتر ستارگان قابل دید برای چشم غیر مسلح ، در محدوده یک هزار سال نوری واقع هستند. گذشته از ستارگان چشمک زن ، نواری مه مانند و کم نور در سرتاسر آسمان کشیده شده است که به آن راه شیری می‌گوییم. این مه حفره فام ، دهها هزار سال نوری با ما فاصله دارد. با دوربین دو چشمی یا تلسکوپ کوچک ، به صورت اجتماع انبوهی از هزاران هزار ستاره کم نور دیده می‌شود. گرچه این ستارگان بسیار دور دست هستند، ولی مجموع نور آنها را می‌توان با چشم دید.

مشخصات کهکشان راه شیری
کهکشان راه شیری ، کهکشانی مارپیچی است که شامل حدود 500 میلیارد ستاره است. این کهکشان حدود 10 میلیارد سال پیش ، از یک ابر عظیم گاز و غبار تشکیل یافت. در قسمت مرکزی کهکشان راه شیری هسته‌ای کروی قرار دارد که ممکن است شامل یک حفره سیاه نیز باشد. هسته توسط گروهی از دنباله‌های مارپیچی در برگرفته شده است. این دنباله‌ها از ستاره‌های فروزان تازه شکل یافته تشکیل شده‌اند. هسته و قرص کهکشان با هاله‌ای از ستاره‌هایی با طول عمر بسیار زیاد ، در بر گرفته شده‌اند.
قطر هسته یک کهکشان در حدود 10000 سال نوری است. قسمت احاطه کننده هسته دارای قطری برابر با 100000 سال نوری و ضخامتی برابر با 1000 سال نوری است . هاله کهکشان دارای قطری تا 50000 سال نوری است. منظومه شمسی (شامل ابر اوپتیک-اورت) با عرضی برابر با سه سال نوری نسبتا کوچک به نظر می‌رسد. خورشید با سرعتی حدود 220 کیلومتر (135 مایل) در ثانیه ، مرکز کهکشان را در مدت زمانی حدود 250 میلیون سال دور می‌زند. تا کنون خورشید 15 تا 20 دور به گرد هسته کهکشان چرخیده است.

گذر صورتهای فلکی از راه شیری
بیرون از راستای راه شیری تعداد بسیار کمی ستاره کم نور وجود دارد. بطوری که درخشش مبهمی نیز از آنها آشکار نمی‌شود. به علت آنکه راه شیری دایره کاملی در سرتاسر آسمان تشکیل می‌دهد، در هر نقطه روی زمین می‌توان بخشهایی از آن را دید. چند صورت فلکی مهم که راه شیری از میانشان می‌گذرد، شامل ذات الکرسی ، پرساوس ، ممسک الاعنه (ارابه ران) ، تکشاخ ، بادبان ، صلیب ، عقرب ، قوس ، دلو و دجاجه است.
فراوانی میدان ستاره
انبوهترین میدان ستاره‌ای ، در راه شیری جنوبی قرار دارد که منظر زیبایی در آسیای جنوبی و آفریقایی جنوبی بوجود می‌آورد. برای رصد کنندگان واقع در نیمکره شمالی ، بهترین حالت راه شیری اواخر تابستان دیده می‌شود. هنگامی که دجاجه را بتوان در بالای سر دید.
ماهیت راه شیری
ما منظره کهکشان عظیم و پرستاره‌ای را که درون آن زندگی می‌کنیم، به صورت راه شیری می‌بینیم. در کهکشان ما ، احتمالا صد هزار میلیون ستاره وجود دارد. ما در میان این کهکشان هستیم و به همین دلیل نمی‌توانیم شکل کلی آن را به آسانی تجسم کنیم. در واقع ، کهکشان راه شیری ، شبیه یک چرخ فلک غول پیکر است و دو بازوی پرستاره دارد، که چندین بار به دور بخش مرکزی پیچیده‌اند. طول کهکشان ما 100000 سال نوری است. 30000 سال طول می‌کشد تا یک پیام رادیویی از زمین به مرکز آن برسد. اگر ستارگان کهکشان را با سرعت سه ستاره در یک ثانیه بشماریم، هزار سال طول می‌کشد.

قسمت نورانی راه شیری
روشن ترین بخش راه شیری در صورت فلکی قوس است. تلسکوپهای رادیویی فروسرخ ، علامتهای پرقدرتی از این منطقه آشکار می‌کنند. شاید درمرکز بیظلم کهکشان ما ، یعنی نقطه‌ای در راستای صورت فلکی قوس ، سیاهچاله بسیار بزرگی وجود داشته باشد که آزادانه ستارگان و سیاره‌ها را می‌بلعد و توده انبوهی از آنها را در کنار هم جمع می‌کند.

عکس اشعه X از کهکشان راه شیری توسط ناسا

تغییر صورتهای فلکی
چرخش آرام کهکشان ما که در آن بخشهای مرکزی پیوسته از قسمتهای بیرونی پیشی می‌گیرند، به این معنی است که ستارگان نیز بطور مداوم در پهنه آسمان حرکت می‌کنند. در چند میلیون سال آینده ، منظره صورتهای فلکی در نتیجه این حرکت بی وقفه ستارگان تغییر حالت خواهد داد.
کهکشان امراة المسلسله
در گروه محلی کهکشان ها، کهکشان بزرگ امراه المسلسله (که به M31یا NGC224 نیز معروف است) شایسته توجه است - توجهی که معلول شباهت بسیار زیاد آن به کهکشان ماست و درباره آن اطلاعاتی در اختیار ما قرار می دهد.
این کهکشان، اگر چه اندکی بزرگتر از کهکشان ماست، ولی از فاصله 2،000،000 سال نوری چون لکه ابر مانند کم سویی از قدر ظاهری 3/4 به چشم برهنه می آید.
زیبایی این کهکشان، در عکسهایی آشکار می شود که با زمان عکسبرداری طولانی گرفته شده اند. در این عکسها کهکشان چون قرص بیضوی کم ضخامتی به نظر می رسد که با خط دید زاویه 15 درجه می سازد. مرکز بیضی فوق العاده پرنور است و با دو بازوی مارپیچی احاطه شده است که بیش از چهار بار هسته را دور می زنند. بازوها شامل تعداد زیادی سحابی است.
تفکیک بازوهای مارپیچی به ستارگان منفرد مدتها پیش در 1923 صورت گرفت،اما تلاشهایی که برای تشخیص ستارگان مجزا در بخش مرکزی به عمل آمد تا بیست سال بعد از آن، نافرجام ماند. مرکز کهکشان در همه عکسها به صورت توده روشنی بود بدون هیچ گون جزئیات.
توده روشن مرکزی در 1943 با موفقیت تفکیک شد.برای این کار به جای صفحات عکاسی معمولی که تا آن زمان به کار برده می شد و نسبت به نور آبی حساس بود، از نوع جدیدی صفه عکاسی که نسبت به نور سرخ حساس است استفاده شد. بر روی این نوع جدید صفحات عکاسی، ستارگان به وضوح تمام به واحد های متمایزی تفکیک شدند. این کشف پیامد های تازه ای نیز داشت که مهم ترین شان این بود که ستارگان را می توان به دو گروه کلی تقسیم کرد: جمعیت های ستاره ای І و جمعیت های ستاره ای ІІ.
ستارگان جمعیت І معمولا در بازوهای کهکشان های مارپیچی و نیز در کهکشان های نامنظم نظیر ابرهای ماژلانی یافت می شوند. صفت ممیزه این گروه از ستارگان اینست که رنگ آنها آبی و دمای سطحی آنها زیاد است.
ستارگان جمعیت ІІ معمولا در خوشه های کروی، کهکشان های بیضوی و نیز در مراکز کهکشان های مارپیچی یافت می شوند. پرنورترین ستارگان این گروه، آبی رنگ و سوزان نیستند بلکه سرخ و سردند.

در بیست سال گذشته بیش از یکصد ابرنواختر در کهکشان امراه المسلسله کشف شده اند که بیشتر آنها نزدیک به مرکز کهکشان بوده اند. اما چیزی که شایسته توجه خاص است ابر نو اختری که در 1885 مشاهده شد.
این کهکشان با سرعتی نزدیک به 300 کیلومتر در ثانیه به خورشید نزدیک می شود ولی بخش اعظم این سرعت مربوط به دوران کهکشان خود ما است که منظومه شمسی را با سرعت نزدیک به 320 کیلومتر در ثانیه به کهکشان امراه المسلسله نزدیک می کند.
سحابی
در جهان علاوه بر ستاره‌ها مقادیر زیادی گرد و غبار و گاز وجود دارد که مابین کهکشانها پراکنده گردیده است. یعنی چگالی گاز در فضای بین کهکشانها فقط برابر 20 اتم در هر اینچ مکعب است. برای مقایسه می‌توان آنرا با تعداد اتمهای موجود در هوا بر روی زمین و در سطج دریا برابر 10 در هر اینچ مکعب است، مقایسه کرد. سحابی ، ابر یا هر چیز دیگری است که از گرد و غبار و گاز میان ستاره‌ای تشکیل شده است. سحابیهای تابان ابرهایی گازی هستند که به علت نور ستارگان مجاور خود قابل رویت هستند.

سحابی سر اسب
سحابی تاریک سر اسب ، روی سحابی
تابانی که در پشتش قرار دارد، سایه می‌اندازد.

بعضی از سحابیها تاریک بوده و تنها هنگامی که مانع عبور نور ستارگان یا سحابیهای تابان پشتشان می‌شوند، می‌توان آنها را دید. خیلی چیزهایی که زمانی سحابی نامیده می‌شدند، از نو طبقه بندی شده‌اند. در قرنهای پیشین این اشیاء در نظر ستاره شناسان ساختارهای ابر مانند مه آلود بودند، ولی بعدا ستاره شناسان با بهبود تلسکوپها توانستند این به ظاهر سحابیها را به عنوان کهکشان یا خوشه‌های ستاره‌ای شناسایی کنند.

سحابیهای تاریک
سحابی تاریک ابری از گرد و غبار و گاز است که گازش نور میدانهای ستارگان یا سحابیهای تابان پشت سرش را که از این ابر می‌گذرند، جذب می‌کند. سحابیهای تاریک ، که به سحابیهای جذبی نیز معروفند، هیچ تشعشعی از خود ندارند، ولی ممکن است نورهای جذب شده را به شکل امواج رادیویی یا انرژی مادون قرمز دوباره بتابانند. شاید جرم سحابیهای تاریک چندین هزار بار از جرم خورشید بیشتر باشد. اگر یک سحابی به اندازه کافی جرم داشته باشد، در نقطه‌ای از زمان موادش فشرده شده و تبدیل به ستاره می‌شود. شاید سپس سحابی تاریک با ستارگان جوان گرم حرارت ببیند و به سحابی نشری درخشانی تبدیل شود.
سحابیهای سیاره‌ای
ستارگان غول سرخ در اواخر عمرشان لایه‌های گازی بیرونی شان را به دور می‌اندازند. این لایه‌ها پوسته منبسط شونده‌ای از گازهای تابان را تشکیل می‌دهند که سحابی سیاره‌ای نامیده می‌شوند. علت این نامگذاری این است که ویلیام هرشل ، منجم آلمانی الاصل (1822 - 1783) ، تصور کرد که این پوسته‌ها شبیه سیاره‌اند. شاید از دید ناظر زمینی ، این پوسته گازی به شکل ساعت شنی ، حباب یا حلقه به نظر آید. این سحابی با سرعت تقریبی 20 کیلومتر (12 مایل) در ثانیه رو به بیرون حرکت می‌کند و بعد از 35 هزار سال در محیط میان ستاره‌ای پراکنده خواهد شد.

سحابی دمبلی
این تصویر کامپیوتری ، سحابی‌ای را به
شکل ساعت شنی نشان می‌دهد که از
گازهای دفع شده ستاره مرکزی ایجاد شده است.
امواج انفجاری
موجهای ضربه ای انفجار ابر نواختر با سرعت هزاران کیلومتر در ثانیه در محیط میان ستاره‌ای سیر می‌کنند. این موجهای ضربه‌ای مواد میان ستاره‌ای را آشفته می‌کنند و شاید فرآیند فرو ریزش گرانشی را که سرانجام باعث تشکیل ستارگان در ابرهای میان ستاره‌ای می‌شود، آغاز می‌کنند. از هنگام اختراع تلسکوپ ، هیچ ابر نواختری در کهکشان ما کشف نشده است. اگر ابر نواختری بوجود می‌آمد، تا چندین ماه ، در آسمان به تابناکی ماه می‌درخشید. اگر آن ابر نواختر فرضی به زمین بسیار نزدیک می‌بود، می‌توانست جو زمین را منهدم کند.
سحابیهای تابان
دو نوع سحابی تابان وجود دارد: نشری و بازتابی ، که هر دو با تولد ستاره ارتباط دارند. گازهای سحابی نشری عمدتا در بخش قرمز یا سبز طیف می‌تابند، زیرا با حرارت ستارگان جوان گرم درون سحابی گرم شده‌اند. غبار سحابی ، نور ستارگان جوان داخل و اطراف سحابی بازتابی را پراکنده می‌کند. دو نوع سحابی تابان دیگر نیز وجود دارند: بقایای ابر نواختری و سحابیهای سیاره‌ای. هر دو اینها از مواد دفع شده ستارگان در حال مرگ تشکیل شده‌اند.