گرانش

گرانش، نیروی جاذبه ای است که بین همه اجرام، به خاطر جرمشان، وجود دارد . جرم یک جسم مقدار ماده آن است . به دلیل وجود گرانش، جرمی که در نزدیکی زمین قرار گیرد به سمت سطح این سیاره سقوط می کند . جرمی که در سطح زمین است نیز نیرویی به سمت پایین را به دلیل گرانش تجربه می کند . ما این نیرو را در بدن خود به شکل وزن تجربه می کنیم . گرانش گاز های تشکیل دهنده خورشید را در کنار هم نگاه می دارد و باعث می شود سیارات در مدار خود به دور خورشید قرار داشته باشند .

مردم قرن ها در مورد گرانش دچار اشتباه بودند . در سال 300 قبل از میلاد مسیح، فیلسوف و دانشمند یونان، ارسطو، بر اساس یک باور اشتباه فکر می کرد که اجرام سنگین سریع تر از اجرام سبک سقوط می کنند . این باور تا اوایل 1600 میلادی همچنان در بین مردم پا بر جا بود تا اینکه دانشمند ایتالیایی، گالیله این باور را اصلاح نمود . گالیله گفت که شتاب همه اجرام به هنگام سقوط با هم برابر است مگر اینکه مقاومت هوا یا نیرو های دیگری بر آن تاثیر بگذارند . شتاب یک جرم، مقدار تغییر در سرعت آن جرم است . بنابراین اگر یک جرم سنگین و یک جرم سبک را همزمان باهم از یک ارتفاع پرتاب کنیم در یک زمان به زمین می رسند .

قوانین گرانش نیوتونی

ستاره شناسان در گذشته توانستند حرکات ماه و سیارات بر فراز آسمان را اندازه گیری کنند . با این حال تا اوایل سال 1600، هیچ یک نتوانستند به درستی این حرکات را توضیح دهند . در آن زمان، ایزاک نیوتون دانشمند انگلیسی، ارتباطی را بین حرکات اجرام سماوی و نیروی جاذبه ی زمین توصیف نمود .

در سال 1665، زمانیکه نیوتون 23 ساله بود، سقوط یک سیب این سوال را در ذهن او ایجاد کرد که نیروی گرانش زمین تا چه فاصله ای تاثیر گذار  است . نیوتون کشف خود را در سال 1687 به نام " ریشه های ریاضیات در فلسفه طبیعت " تشریح نمود . نیوتون به کمک قوانین حرکت سیارات که توسط ستاره شناس آلمانی یوهانس کپلر کشف شده بود، نشان داد که چگونه نیروی گرانش خورشید با افزایش فاصله کاهش می یابد . او سپس فرض کرد که گرانش زمین نیز به روشی مشابه در فواصل دور کاهش می یابد . نیوتون می دانست که گرانش زمین، ماه را در مدار خود قرار داده است و مقدار گرانش زمین در آن فاصله را اندازه گیری کرد . او به کمک فرض خود، بزرگی گرانش در سطح زمین را به دست آورد . عدد به دست آمده، بزرگی همان نیرویی بود که سیب را به زمین کشاند .

قانون گرانش نیوتون می گوید که نیروی گرانش بین دو جرم ارتباط مستقیم با جرم آن دو دارد . یعنی هر چه جرم بین آن ها بیشتر باشد نیروی گرانش بین آن دو بیشتر است . این قانون همچنین می گوید که نیروی گرانش بین دو جرم ارتباط عکس با فاصله ی دو جرم به توان دو دارد . برای مثال اگر فاصله ی بین دو جرم دو برابر شود، نیروی گرانش بین آن ها یک چهارم می شود . فرمول قانون نیوتون به صورت            F = m1 m2  / d2 می باشد که در آن F نیروی گرانشی بین دو جرم،   m1و m2 مقدار مواد دو جرم و d2 فاصله ی بین دو جرم به توان دو است .

تا اوایل 1900، دانشمندان تنها یک حرکت را مشاهده کرده بودند که بر اساس قانون نیوتون قابل توضیح نبود و آن جابجایی کوچکی در مدار عطارد به دور خورشید بود . مدار عطارد، مانند مدار دیگر سیارات بیضی شکل است . خورشید در وسط این بیضی قرار ندارد . به همین دلیل یک نقطه در این مدار نسبت به دیگر نقاط آن به خورشید نزدیک تر است . اما مکان این نقطه در هر بار گردش سیاره به دور خورشید اندکی تغییر می کند . دانشمندان به این جابجایی، سبقت سیاره می گویند . دانشمندان از قانون نیوتون برای محاسبه این جابجایی استفاده کردند اما نتیجه معادله با آنچه که مشاهده می شود اندکی متفاوت است .

تپ اختر

تپ اختر جسمی آسمانی است که تپ های تابشی ( یا فوران های ) بسیار کوتاه ( یک یا چند میلی ثانیه ای یا هزلرم ثانیه ای ) را، طی بازه هایی بسیار منظم، حد فاصل کسری از ثانیه تا ده ثانیه، گسیل می کند .

نخستین تپ اختر را در سال 1967، ژاکلین بل ( بورنل ) ( 1943 - ) و آنتونی هیوئیش ( 1924 - ) در کمبریج انگلستان با تلسکوپ های رادیویی که برای بررسی چشمک زنی ستاره های رادیویی، مجهز شده بودند، کشف کردند . آنها بی رنگ دریافتند که چشمه ای رادیویی، تپ های رادیویی کوتاه ( 016ر0 ثانیه ای ) تولید می کند که با بازه ثابت 3373ر1 ثانیه ای از هم جدا می شوند . تپ ها به قدری منظم بودند، که منشأ مصنوعی زمینی برای آنها تصور شد، اما رصد های رادیویی تفصیلی و دقیق نشان داد که منبع یاد شده، جسمی آسمانی ( یا ستاره ای رادیویی ) است . این جسم 1919 CP ( کوته نوشت کیمبریج پالسار  « تپ اختر کیمبریج » ) نام گرفت . مدت کوتاهی بعد از این کشف، تپ اختر های دیگری یافت شد . الگو های منظمی که در این تپ اختر ها به چشم می خورد، موجب می شد تا برخی از دانشمندان تصور کنند که آنها بخشی از یک سامانه راهنمایی { یا نوعی فانوس کیهانی } اند که تمدنی پیشرفته و برون زمینی، برای سفر های بین ستاره ای برقرار ساخته است .

سایر دانشمندان فرضیه های احتمالی دیگری دریاره ماهیت تپ اختر ها، مطرح ساختند . در این میان، فرضیه تامس گُلد ( 1920 - ) حاکی از آن بود که تپ اختر ها ناشی از ستاره های نوترونی اند . در سال 1968 تأییدی برای مدل ستاره نوترونی گُلد به دست آمد و آن کشف تپ اختر بسیار سریعی در سحابی خرچنگی بود ( که در هر 33ر0 ثانیه، یک تپ گسیل می کند ) . این سحابی، فورانی گازی مربوط به ابرنواختری است که چینی ها { انفجار } آن را در سال 1054 میلادی رصد کردند . مدل گُلد ستاره ای نوترونی است که بسیار سریع می چرخد، به نحوی که بسامد چرخش آن با بازه بین تپ هایش برابر است؛ تنها ستاره ای نوترونی ممکن است بی آنکه فرو بپاشد، چنین چرخشی را تحمل کند . به نظر می رسد که تپ ها را ذرات باردار موجود در میدان مغناطیسی به شدت فشرده گرداگرد تپ اختر تولید می کنند .

تا کنون حدود 1000 تپ اختر شناسایی شده است تقریبا بیشتر این اجسام در درون راه شیری یافت شده اند، اما چندین تپ اختر نیز، در نزدیک ترین کهکشان های همسایه ما، یعنی ابر های ماژلانی کوچک و بزرگ، پیدا شده اند .

مدار

مدار، مسیر جسمی آسمانی است که تحت تسلط گرانی جسم آسمانی دیگر حرکت می کند . این اثر گرانشی در سراسر عالم مشهود است : قمرها پیرامون سیاره ها، سیاره ها به دور ستاره ها، ستاره ها پیرامون هسته کهکشان ها و کهکشان ها در خوشه های کهکشانی مدار پیمایی می کنند .

اگر گرانی نباشد، اجسام آسانی به هر سوی پخش می شوند . گرانی، این اجسام را به مداری دایره ای و یا بیضوی می کشاند . در واقع گرانی اندکی پس از آغاز عالم، باعث تجمع غبار و گاز و تشکیل ستاره ها و کهکشان ها شد .

قوانین کپلر و حرکت سیاره ای

اخترشناسان از روزگار باستان تا کنون کوشیده اند تا به الگو های حرکت سیاره ها در سراسر منظومه خورشیدی و نیرویی که آن ها را به حرکت در می آورد، پی ببرند . یکی از این اختر شناسان، یوهان کپلر آلمانی ( 1571 - 1630 ) بود . وی در سال 1595 کشف کرد که سیاره ها مدار بیضی شکلی  را در فضا ترسیم می کنند . او در سال 1609 دو قانون اوّل خود درباره حرکت سیاره ای را منتشر ساخت . قانون اوّل بیانگر این است که هر سیاره در مسیری بیضی شکل پیرامون خورشید حرکت می کند . قانون دوم می گوید که هر سیاره وقتی در مدار خود، به خورشید نزدیک تر می شود، سریع تر و وقتی از خورشید دور تر می شود کند تر حرکت می کند .

کپلر ده سال بعد قانون سوّم حرکت سیاره ای را به دو قانون قبلی افزود . با دانستن تناوب حرکت انتقالی سیاره، این قانون، این قانون محاسبه فاصله نسبی آن را از خورشید ممکن می سازد . این قانون به طور مشخص می گوید که توان سوم فاصله متوسط سیاره از خورشید متناسب با مجذور مدت زمانی است که ضمن آن، سیاره یک دور گردش مداری خود را طی می کند .

اکنون دانشمندان می دانند که قوانین حرکت سیاره ای کپلر، حرکت ستاره ها، قمرها و حتی ماهواره های ساخت بشر را نیز توضیح می دهد .

كهكشان

کهکشان مجموعۀ عظیمی از ستاره ها، سحابی های درخشان، گاز و غبار است که با گرانی به یکدیگر مقید شده اند . اکنون بسیاری از دانشمندان معتقدند که در مرکز بسیاری از کهکشان ها یک سیاه چاله یا بقایای ستاره ای فوق العاده سنگین، قرار دارد . کهکشان ها همان قدر در عالم فراوان اند که دانه های شن در ساحل دریا . کهکشانی که منظومه خورشیدی ما را در خود جا داده است، راه شیری نامیده می شود . راه شیری بخشی از خوشه ای { کهکشانی  } موسوم به گروه محلی است که از حدود 30 کهکشان تشکیل شده است و خود بخشی از ابر خوشه ای محلی است که تعداد زیادی خوشه دارد .

با اینکه اختر شناسان با چگونگی تشکیل کهکشان ها اطلاع دقیقی ندارند، این فرایند می بایستی در ابتدای تاریخ عالم، به سرعت رخ داده باشد . به نظر می رسد که کهن ترین کهکشان ها هم سن عالم باشند، که عمر آن 10 تا 13 میلیارد سال برآورد شده است .

شکل کهکشان ها

کهکشان ها ممکن است مارپیچی، بیضوی و یا نامنظم باشند . کهکشان راه شیری و نزدیک ترین کهکشان آن، امرأةالمسلسله ( زن با زنجیر ) هر دو مار پیچی اند . این کهکشان ها در مرکز خود گروهی از اجسام ( شماری ستاره و احتمالاً یک سیاه چاله ) را جا داده اند که هاله ای از ستارگان و ابری نامرئی شد و تا پایان یافتن سوختش در سال بعد، دو بار دیگر از کنار عُطارِد گذشت .

منبع : دانشنامه همگاني نجوم - ديويد نيوتن و... - مترجم: مهرداد سرمدي و...

گرفت

گرفت به گرفتگی جزئی یا کلی نور هر جسم آسمانی، بر اثر وجود جسمی دیگر گفته می شود و می توان آن را در توصیف گستردۀ وسیعی از پدیده ها به کار برد . هر گاه خورشید، ماه و زمین هر سه در امتداد یک خط راست قرار گیرند، خور گرفت ( کسوف ) ویا مه گرفت ( خسوف ) رخ می دهد . این رویدادی غیر معمول است زیرا صفحۀ مدار گردش زمین به دور خورشید با صفحۀ مدار گردش ماه به دور زمین یکی نیست .

با آنکه خورشید 400 بار از ماه بزرگتر است، ماه 400 بار از خورشید به زمین نزدیک تر است بنابراین، وقتی ماه در مدار خود، جلوی زمین قرار می گیرد با مسدود کردن نور خورشید، خور گرفت ایجاد می کند . مه گرفت به شکل دیگری رخ می دهد : زمین با گذر از بین خورشید و ماه، روی ماه سایه می اندازد . خور گرفت تنها در روز دیده می شود، در حالی که مه گرفت در شب به وقوع می پیوندد . مه گرفت معمول تر از خور گرفت و مدت آن طولانی تر است، و در شبِ وقوع، از هر کجای زمین { که ماه دیده شود } می توان شاهد آن بود .

گرفت ممکن است جزئی، کلی و یا حلقوی باشد ( گرفت حلقوی زمانی رخ می دهد که جسمی آسمانی، تمام سطح ظاهری جسم دیگر به جز لبه های بیرونی آن را بپوشاند ) . همچنین ممکن است به سختی تشخیص داده شود و یا کاملاً چشمگیر باشد . دو صفحه مدار گردش زمین و ماه تنها دو بار در سال منطبق می شود، که این نشانه فصل گرفت است . تنها در درصد کمی از فصل های گرفت، گرفت کلی رخ می دهد .

خور گرفت

طی هر خور گرفت، سایه ماه بر زمین گسترده می شود . سایه شامل دو بخش است : بخش تاریک مرکزی که همان سایۀ اصلی است و ناحیه روشن تر پیرامون آن که به نیم سایه معروف است . کسانی که در بخش سایه قرار می گیرند شاهد گرفت کامل اند ؛ و کسانی که در بخش نیم سایه هستند، فقط گرفت جزئی را می بینند .

نوع خور گرفت به فاصله ماه از زمین بستگی دارد . مدار ماه مانند مدار زمین، بیضوی است . در بعضی از نقاط مدار، ماه به زمین نزدیک تر می شود . برای وقوع گرفت کلی و تشکیل سایه، ماه باید در نقطه ی نزدیک زمین قرار گیرد . با قرار گرفتن در نقطه بسیار دور، ماه کوچکتر به نظر می رسد، و در این صورت دو حالت ممکن است اتفاق بیفتد . نخست اینکه فقط نیم سایه به زمین برسد و گرفت جزئی ایجاد شود . امکان دیگر این است که ماه در وسط خورشید ظاهر شود . در این صورت حلقه ای درخشان از نور خورشید مانند حلقه آتش، در کناره های لبه ماه ظاهر می شود . این نوع گرفت به گرفت حلقوی مشهور است .

مه گرفت

مه گرفت وقتی رخ می دهد که زمین بین ماه و خورشید قرار گیرد و ماه در مقابل خورشید و در وضعیت قرص کامل باشد . وقتی ماه { مخروطِ } سایۀ زمین را قطع می کند، به طور کامل پنهان نمی ماند . چرا که مولکول های گازی جوّ زمین، با شکستن یا خم کردن نور خورشید بخشی از آن را به ماه می رسانند . چون طول موج های نور سرخ کمتر شکسته می شوند، ماه در طی مه گرفت در فام های گوناگونی از رنگ سرخ نمایان می شود .

اگر کل ماه در سایه قرار گیرد، مه گرفت کلی رخ می دهد . اگر بخشی از ماه در سایه قرار داشته باشد، یا کل آن از نیم سایه عبور کند، مه گرفت جزئی به وقوع می پیوندد . مه گرفت جزئی ممکن است به دشواری تشخیص داده شود زیرا ماه تنها اندکی تیره می شود .

اختروَش

اختروَش ها { یا اخترنما ها } اجرام فشرده ای در مکان های دور دست خارج از کهکشان ما هستند . درخشندگی آن ها به حدی است که با شدتی بیش از مجموع 100 کهکشان می درخشند، اما به قدری دوراند که چند میلیارد سال طول می کشد تا نورشان به زمین برسند . آشنایی اخترشناسان با واقعیت این پدیدۀ غیر عادی در فضا از دهۀ 1960 به این سو در حال افزایش بوده است . با توجه به اینکه اختروَش ها را نخستین بار با تلسکوپ های رادیویی مشاهده کرده اند، نام اختروَش { در زبان انگلیسی } از ترکیب « منبع رادیویی شبه ستاره ای » ساخته شده است، اما، فقط حدود 10 درصد از کل اختروَش ها امواج رادیویی گسیل می کنند . انرژی دریافتی از اختروَش ها، شامل نور مرئی، تابش های فروسرخ و فرابنفش، پرتو های ایکس و شاید حتی پرتو های گاما است .

در اوایل دهۀ 1960، آلن سندیج، اخترشناس آمریکایی ( 1926 - ) که از بخشی از آسمان عکس برداری می کرد، پی برد که ستاره ای در این ناحیه، طیفی بسیار غیر عادی دارد . ( طیف، نموداری از طول موج خاصی است که از هر ستاره تابش می شود . ) بیشتر ستاره ها تابشی سازگار با طیف هیدروژن یونیده ( باردار )، که فراوان ترین عنصر موجود در سطح ستارگان است گسیل می کنند . اما ستاره یاد شده طیفی داشت که به نظر می رسید هیچ یک از عنصر های شناخته شدۀ موجود در ستارگان در آن وجود ندارد . طول موج های تابشی گسیل شده از این ستاره به طور چشم گیری به طرف انتهای سرخ گستردۀ طیف نور مرئی جا به جا شده بود .

این نوع جا به جا شدگی را انتقال به سرخ می نامند ؛ این پدیده نشانه ای از دور شدن جسم { تابش کننده } از محل مشاهده است . هر قدر انتقال به سرخ زیادتر باشد، جسم با سرعت بیشتری در حال دور شدن { از ناظر } است . زمانی که جسم دورتر می شود، سرعتش افزایش می یابد و انتقال به سرخ آن نیز افزایش می یابد .

در سال 1963، مارتن اشمیت، اخترشناس هلندی ( 1929 - ) به درستی طیف این نوع ستاره راهمچون طیف ستاره ای معمولی شناسایی کرد که انتقال به سرخ زیادی دارد . محاسبات او، ستاره را در فاصلۀ اعجاب آور دو میلیارد سال نوری قرار می داد . قابل مشاهده بودن آن جسم از زمین در چنین فاصله ای، ایجاب می کرد که ستاره نباشد، بلکه می بایست چیز بزرگ تری نظیر کهکشان باشد .

 منبع : دانشنامه همگاني نجوم - ديويد نيوتن و... - مترجم: مهرداد سرمدي و...

سیاه چاله

سیاه چاله که در شمار اسرار آمیز ترین اجزای عالم است، به طور کلی بازماندۀ ستارۀ پُرجرمی است که سوخت هسته ای اش را تا انتها به مصرف رسانده است . این ستاره در غیاب انرژی مقابله کننده با نیروی گرانش خود، در ابعادِ تک نقطه ای موسوم به تکینگی، فشرده یا منقبض می شود . در چنین نقطه ای، فشار و چگالی بی حدّ و حصر است . هر جسم یا حتی نوری که به نزدیکی سیاه چاله برسد، به درون آن کشیده می شود، بی اندازه کش می آید و سپس برای همیشه در آن گرفتار می ماند . دیدن سیاه چاله ها که فیزیک دان آمریکایی جان هالر در سال 1969 آنها را چنین نامید، غیر ممکن است، امّا شاید بتوان 90 درصد محتوای عالم را به حساب این اجسام گذاشت .

زمین شناس انگلیسی، جان میچل ( 1727 - 1793 ) و اخترشناس فرانسوی، پی ئر – سیمون لاپلاس ( 1749 - 1827 )، نخستین بار در قرن هجدهم، تصوری از سیاه چاله ها را مطرح ساختند . نظریه پردازی آنها چنین بود که هرگاه جسمی آسمانی به اندازۀ کافی بزرگ و چگال باشد، چنان گرانشی از خود نشان می دهد که هیچ چیز یارای گریز از کشش آن را نخواهد داشت .

این تصور را می توان با مشاهدۀ اثرات گرانشی اجسام شناخته شده توجیه کرد . یک سفینۀ فضایی که برای رها شدن از گرانش زمین با سرعت 11 کیلومتر در ثانیه حرکت می کند، برای فرار از سیاره ای بزرگتر، مانند مشتری 60 کیلومتر در ثانیه حرکت می کند و برای فرار از خورشید، می بایستی 611 کیلومتر در ثانیه سرعت داشته باشد . در مورد جسمی که به اندازۀ کافی بزرگ و چگال باشد، سفینه به سرعتی پیش از سرعت نور، یا 299،000 کیلومتر در ثانیه احتیاج خواهد داشت . لیکن از آنجا که هیچ چیز نمی تواند سریع تر از سرعت نور حرکت کند، هیچ چیز هم نخواهد توانست از گرانش آن جسم فرار کند . سیاه چاله ها به راستی در شمار چنین اجسامی اند .

تشکیل سیاه چاله

وقتی سوخت هسته ای ستاره ای به پایان رسد، خواهد رُمبید، در غیاب نیروی گداخت هسته ای، فشار رو به بیرون هستۀ ستاره، با گرانش بسیار زیاد آن برابری می کند و ستاره از آن پس در خود فرو می ریزد . ستارگان متوسطی نظیر خورشید، انقباض پیدا می کنند و به صورت کوتوله های سفیدی به اندازه زمین در می آیند . ( کوتوله های سفید ستارگان کوچک پُر چگالی اند که درخشش اندکی دارند . ) ستارگانی که جرم شان تا سه برابر جرم خورشید است، دچار انفجار ابر نو اختری می شود . مادۀ باقی مانده از چنین ستارگانی به صورت بسته های چگالیده ای چون ستارگان نوترونی و یا تپ اختر به پایان راه می رسند . ( تپ اختر ها ستاره های چرخندۀ سریعی اند که در فاصله های زمانی دقیق، امواج رادیویی گوناگونی گسیل می کنند . ) ستارگانی که بیش از سه برابر خورشید جرم دارند، از دیدگاه نظری، پس از فروزان شدن به صورت ابر نو اختر، می رُمبند و به شکل سیاه چاله در می آیند .

عکس های ناسا از سیاه چاله

 

صورت فلکی

  صورتی فلکی، گروهی از ستارگان است، که از دیدگاه زمین، الگوی از دیرباز شناخته شده ای در آسمان تشکیل می دهند . ستاره هایی که صورت فلکی را می سازند، نشانگر نظم معنی داری در عالم نیستند . این ستارگان ممکن است در فاصله های بسیار متفاوتی از زمین و یکدیگر قرار گرفته باشند . اگر از بخش دیگر کهکشان به صورت های فلکی زمینی نگاه کنیم، شکل های کاملاً متفاوتی خواهند داشت و بازشناسی آن ها ممکن نخواهد بود .

پیشینۀ نام گذاری صورت های فلکی به روزگار تمدن های باستان بر می گردد . در حالی که برخی از صورت های فلکی ممکن است بی شباهت به حیوانات، اجسام یا افرادی که نام خود را از آن آنها گرفته اند نباشند، صورت های دیگری هستند که صرفاً بر پایۀ شکلشان بام گذاری شده اند . در آغاز کار، نام بسیاری از صورت های فلکی از اساطیر باستانی اخذ می شد . این نام ها به تدریج جای خود را به جایگزین هایی معادل دادند که امروزه نیز با همان جایگزین ها شناخته می شوند .

اختر شماری به یک یا دو تمدن باستانی محدود نمی شد . بسیاری از تمدن ها برای درک آفرینش عالم و ساختار آن و پی بردن به جایگاه خود در عالم، به اجسام آسمانی نگاه می کردند . بام گذاری آنها بر ستارگان گوناگون، بازتابی از عقاید و یا اسطوره شناسی ایشان بود . برای مثال، صورت های فلکی دب اکبر و ذات الکرسی، نزد سرخپوستان آپاچی ناواهو، « مرد چرخان » و « زن چرخان » نامیده می شوند .

برخی از گروه های شناخته شدۀ ستاره ای که نام عامیانه ای هم دارند، به هیچ وجه صورت فلکی نیستند . آنها را جمع اختری می نامند . هفت اورنگِ مِهین و هفت اورنگِ کِهین دو نمونه از جمع های اختری اند . هفت اورنگِ مِهین که در اروپا « ملاقۀ بزرگ » نامیده می شود، بخشی از صورت فلکی دب اکبر ( خرس بزرگ ) است . هفت اورنگِ کِهین یا ملاقۀ کوچک نیز، قسمتی از صورت فلکی دب اصغر ( خرس کوچک ) است .

در روزگار ما هشتاد و هشت صورت فلکی، کرۀ آسمانی را پوشانده اند ( کرۀ آسمانی، همان آسمان یا کره ای فرضی است که زمین را در بر گرفته است . ) هر یک از این صورت های فلکی به محدوده ای از کرۀ آسمانی مربوط می شوند . مسیر ] ظاهری [ و سالانۀ خورشید، ماه و سیاره های بزرگ در میان ستارگان، از چشم انداز زمین، دایرةالبروج نامیده می شود . دوازده صورت فلکی بر دایرةالبروج یا نزدیکی آن قرار می گیرند . این صورت های فلکی – یعنی حمل، ثور، جوزا، سرطان، اسد، سُنبله، میزان، عقرب، قوس، جَدی، دلو و حوت – صورت های فلکی منطقةالبروجی ( بُرجگاهی ) خوانده می شوند . سایر صورت های فلکی را می توان در طول سال بر کرۀ آسمان مشاهده کرد که 28 تا از آنها متعلق به نیمکرۀ شمالی و 48 تای دیگر مربوط به نیمکرۀ جنوبی آسمان اند .

به سبب چرخش روزانۀ زمین به دور محور خود، چنین به نظر می رسد که صورت های فلکی، هر شب در آسمان به سوی غرب حرکت می کنند . سالانۀ زمین پیرامون خورشید که پدید آورنده ی فصل هاست، باعث به تماشا در آمدن صورت های فلکی متفاوتی در طول فصل های مختلف سال می شود .

لیست کامل صورت های فلکی

مِیل ( درجه )	بُعد ( ساعت )	نماد	نام لاتین	نام
-70	2	Hyi	Hybrus	آب مار
-55	17	Ara	Ara	آتشدان
+40	6	Aur	Auriga	ارابه ران
-25	5	Lep	Leque	ارنب
+60	14	Dra	Draco	اژدها
+20	23	Peg	Pegasus	اسب بالدار
+15	11	Leo	Leo	اسد
+35	10	LMi	Leo Minor	اسد اصغر
-45	5	Cae	Caelum	اسکنه
-40	18	CrA	Corona Australis	اکلیل جنوبی
+30	16	CrB	Corona Borealis	اکلیل شمالی
+40	1	And	Andromeda	امرأة المسلسله
-45	9	Vel	Vela	بادبان
+45	3	Per	Perseus	برساوش
+10	22	Equ	Equuleus	پارۀ اسب
-15	11	Crt	Crater	پیاله
+40	13	CVn	Canes Venatici	تازی ها
-5	7	Mon	Monoceros	تکشاخ
-35	10	Ant	Antlia	تلمبه
-60	4	Ret	Reticulum	تور
-65	24	Tuc	Tucana	توکان
+15	4	Tau	Taurus	ثور
+30	17	Her	Hercules	جاثی
+5	5	Ori	Orion	جبّار
-20	21	Cap	Capricornus	جَدی
+20	7	Gem	Gemini	جوزا
-60	12	Cru	Crux	چلیپا
-80	11	Cha	Chamaeleon	حربا
+20	2	Ari	Aries	حمَل
0	17	Oph	Ophiuchus	حوا
+15	1	Pas	Pisces	حوت
-30	22	PsA	Pisces Australis	حوت جنوبی
+70	15	UMi	Ursa Minor	دبّ اصغر
+50	11	UMa	Ursa Major	دبّ اکبر
+40	21	Cyg	Cygnus	دجاجه
-45	22	Gru	Grus	دُرنا
+10	21	Del	Delphinus	دلفین
-15	23	Aqr	Aquarius	دلو
-60	15	Cir	Circinus	دوپرگار
-50	19	Tel	Telescopiun	دوربین نجومی
+60	1	Cas	Cassiopeia	ذات الکرسی
-35	21	Mic	Microscopium	ذره بین
+20	20	Vul	Vulpecula	روباهک
+60	5	Cam	Camelopardalis	زرافه
-55	3	Hor	Horologium	ساعت
-10	18	Sct	Scutum	سپر
+20	9	Cnc	Cancer	سرطان
0	13	Vir	Virgo	سُنبله
-30	24	Scl	Sculptor	سنگتراش
+40	23	Lac	Lacerta	سوسمار
-50	5	Pic	Pictor	سه پایۀ نقاش
+20	20	Sge	Sagitta	سهم
+40	9	Lyn	Lynux	سیاهگوش
-50	24	Phe	Phoenix	سیمرغ
-55	9	Car	Carina	شاه تخته
-20	10	Hya	Hybra	شجاع
+40	19	Lyr	Lyra	شلیاق
-65	19	Pav	Pavo	طاووس
+5	20	Aql	Aquila	عقاب
-30	16	Sco	Scorpio	عقرب
-30	9	Pyx	Pyxis	قطب نما
-50	13	Cen	Centaurus	قنطورُس
-25	19	Sgr	Sagittarius	قوس
-10	2	Cet	Cetus	قیطُس
+70	22	Cep	Cepheus	قیفاووس
-35	6	Col	Columba	کبوتر
-40	7	Pup	Puppis	کشتی دُم
-20	12	CrV	Corvus	کلاغ
5	8	CMi	Canis Minor	کلب اصغر
-20	7	CMa	Canis Major	کلب اکبر
-30	3	For	Fornax	کوره
+30	15	Boo	Bootes	گاوران
-40	15	Lup	Lupus	گرگ
-50	16	Nor	Norma	گونیا
+20	13	Com	Coma Berenices	گیسو
0	17	Ser	Serpens	مار
-70	8	Vol	Volans	ماهی پرنده
-60	5	Dor	Dorado	ماهی زرین
+30	2	Tri	Triangulum	مثلث
-65	16	TrA	Triangulum Australe	مثلث جنوبی
-80	16	Aps	Aqus	مرغ بهشتی
-80	13	Mus	Musca	مگس
-80	5	Men	Mensa	میز
-15	15	Lib	Libra	میزان
-10	4	Eri	Eridanus	نهر
-80	21	Oct	Octans	هشتک
-50	21	Ind	Indus	هندی

منبع : دانشنامه همگاني نجوم - ديويد نيوتن و... - مترجم: مهرداد سرمدي و...