منظومه شمسی
منظومه شمسی
طبق تعریف اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی، هشت سیاره در منظومه شمسی (سامانه خورشیدی) وجود دارند. این سیارات به ترتیب فاصله ا خورشید عبارتند از:
تیر
ناهید
زمین
بهرام
مشتری
کیوان
اورانوس
نپتون
مشتری با جرم ۳۱۸ برابر جرم زمین بزرگترین و تیر با ۰.۰۵۵ جرم زمین کوچکترین سیاره‌ها هستند.
سیارات سامانه خورشیدی را می‌توان بر اساس ترکیباتشان در رده‌هایی طبقه‌بندی نمود:
سنگی: سیاراتی که شبیه به زمین هستند و بدنه آنها عمدتاً از سنگ تشکیل شده‌است: تیر، ناهید، زمین و بهرام. تیر با ۰.۰۵۵ جرم زمین کوچکترین سیاره سنگی و زمین بزرگترین سیاره سنگی منظومه شمسی هستند.
غولهای گازی : سیاراتی که عمدتا از مواد گازی تشکیل شده‌اند و بسیار سنگینتر از سیارت سنگی هستند: مشتری، کیوان، اورانوس، نپتون. مشتری با ۳۱۸ برابر جرم زمین بزرگترین سیاره نظومه شمسی است در حالیکه کیوان یک سوم مشتری و ۹۵ برابر جرم زمین، جرم دارد.
غولهای یخی، شامل اورانوس و نپتون زیررده‌ای از غولهای گازی است که وجه تمایز آنها با غولهای گازی دیگر، جرم به مراتب کمتر آنها (تنها ۱۴ تا ۱۷ برابر جرم زمین)، خالی بودن اتمسفرشان از هلیم و هیدروژن و مقادیر به مراتب بیشتر سنگ و یخ در آنهاست.
ویژگی‌های سیاره‌ها
سیارات فرا خورشیدی
به سیاراتی که بیرون از منظومه شمسی قرار دارند، برون سیاره یا سیاره فراخورشیدی گفته می‌شود. نزدیک به ۱۸۰۰ نمونه از چنین سیاراتی کشف شده‌اند (تا ناریخ ۱۰ مه ۲۰۱۴ تعداد ۱۷۸۶ سیاره در ۱۱۰۶ سامانه سیاره‌ای شامل ۴۶۰ سامانه چندسیار‌ای) در اوایل سال ۱۹۹۲، اخترشناسان، الکساندر والشتان و دیل فریل دو سیاره را در مدار تپ‌اختر پی‌اس‌آر بی۱۲۵۷+۱۲ کشف نمودند. این کشف تایید شد و به طور عمومی به عنوان نخستین کشف رسمی سیارات فراخورشیدی محسوب می‌شود. گمان می‌رود که دو سیاره این تپ‌اختر، یا در دور دوم پیدایش سیارات، از بقایای نامعمول ابرنواختری هستند که این تپ‌اختر را به‌وجود آورده‌است ویا اینکه بقایای هسته‌های سنگی غولهای گازی هستند که از ابرنواختر جان سالم به‌دربرده و سپس به مدارهای کنونی‌شان واپاشی شده‌اند
نخستین سیاره فراخورشیدی کشف شده پیرامون یک ستاره معمولی رشته اصلی در ۶ اکتبر ۱۹۹۵ رخ داد، زمانی که دیدیه کیلوز و میشل مایر از دانشگاه ژنو کشف یک سیار را در اطراف ۵۱ پگاسوس اعلام نمودند. از آن زمان تا مأموریت کپلر بیشتر سیارات فراخورشیدی شناخته‌شده غولهای گازی بودند که جرمشان قابل مقایسه با مشتری و یا بزرگتر بود، زیرا به آسانی آشکارسازی می‌شدند، اما کاتالوگ کپلر بیشتر شامل سیاراتی در اندازه نپتون و یا کوچکتر تا اندازه‌های کوچکتر از تیر، است.
گونههایی از سیارات هستند که در منظومه شمسی وجود ندارند: ابرزمین‌ها و مینی‌نپتون‌ها که می‌توانند مانند زمین سنگی باشند و یا مانند نپتون مخلوطی از متغیرها و گازها باشند. (یکی از مرزهای ممکن جداکننده ین دو نوع سیارات، شعاع ۱.۷۵ برابر شعاع زمین است) گونههایی از سیارات به نام مشتری داغ وجود دارند که مدارشان بسیار نزدیک به ستاره‌شان است و ممکن است تبخیر شوند و سیاره درون‌زمینی (به انگلیسی: Chthonian planet) تشکیل دهند که در واقع از هسته‌های باقیمانده تشکیل شده‌است. یکی دیگر از گونه‌های ممکن سیارات، سیاره کربنی است که در سامانه‌هایی با درصد کربن بیشتر از منظومه شمسی بوجود می‌آیند.
تا سال ۲۰۱۲، طبق تحلیل داده‌های ریزهمگرایی گرانشی، تخمین زده‌شده‌است که به ازای هر ستاره در کهکشان راه شیری، ۱.۶ سیاره وجود دارد. در ۲۰ دسامبر ۲۰۱۱ تیم تلسکوپ فضایی کپلر کشف نخستین سیارات زمین‌سان فراخورشیدی با نامهای کپلر-۲۰ای و کپلر-۲۰اف را که به دوره ستاره‌ای خورشیدسان به نام کپلر-۲۰ می‌گردند را اعلام نمود.
تقریبا یکی از هر پنج سیاره خورشیدسان یک سیاره زمین‌سان در منطقه قابل سکونت خود دارند، نزدیکترین آنها در حدود ۱۲ سال نوری از زمین فاصله دارد. فراوانی رخداد این سیاره‌های سنگی یکی از متغیرها در معادله دریک است که تعداد تمدنهای هوشمند قادر به ارتباط در کهکشان راه شیری را تخمین می‌زند.
برون‌سیاره‌های(سیاره‌های فراخورشیدی) وجود دارند که از هر سیاره‌ای در منظومه شمسی به ستاره مربوطه خود نزدیک‌تر یا از آن دورتر هستند، تیر نزدیکترین سیاره به خورشید است که در حدود ۰.۴ واحد نجومی (AU) از خورشید فاصله دارد و مدارش را طی ۸۸ روز به‌طور کامل می‌پیماید، اما کوتاهترین مدارهای شناخته شده برای برون‌سیاره‌ها مانند کپلر-۷۰بی ، پیمودنشان تنها چند ساعت طول می‌کشد. ۵ تا از سیاره‌های منظومه کپلر-۱۱، مدارهایی کوتاهتر از تیر دارند. نپتون ۳۰ واحد نجومی با خورشید فاصله دارد و پیمودن مدارش ۱۶۵ سال به‌طول می‌انجامد، اما برون‌سیاره‌هایی هستند که چند صد واحد نجومی با ستاره خود فاصله دارند و پیمودن کامل مدارشان بیش از ۱۰۰۰ سال طول می‌کشد، مانند ۱آرایکس‌اس جی۱۶۰۹۲۹.۱−۲۱۰۵۲۴.
چند تلسکوپ فضایی مورد انتظار بعدی برای مطالعه سیارات برون خورشیدی عبارتند از : گایا(Gaia) که در دسامبر ۲۰۱۳ پرتاب شد، چئوپس(CHEOPS) در ۲۰۱۷، تس(TESS) در ۲۰۱۷ و تلسکوپ فضایی جیمز وب در ۲۰۱۸
اجسام سیاره-جرم
جسم سیاره-جرم (به انگلیسی: Planetary-mass object (PMO)) و یا جسم سیاره‌ای و یا سیاره‌نما، شیئی آسمانی است که جرم آن در محدوده تعریف‌شده برای سیاره قرار می‌گیرد، جرم ان در حدی بزرگ هست که تعادل هیدرواستاتیکی برسد(بر اثر گرانش خود گرد شود) اما به اندازه‌ای نیست که مانند یک ستاره بتواند از طریق همجوشی تولید انرژی کند. طبق تعریف تمام سیارات جسم سیاره-جرم هستند، اما این واژه بیشتر به اجسامی اشاره دارد که ویژگی‌های معمول مورد انتظار در مورد یک سیاره را ندارند. این اجسام شامل سیاره‌های کوتوله، قمرهای بزرگتر، سیاره‌نماهای غوطه‌ور آزاد، که یا از منظومه‌ای به بیرون پرتاب شده و یا اینکه به جای برافزایش، از طریق فروریزی ابر بوجود آمده‌اند.(گاهی به آنها کوتوله قهوه‌ای گفته می‌شود)
سیاره‌های سرگردان
چندین شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای از شکل‌گیری و تکامل ستارگان و سیارات چنین پیشنهاد می‌کنند که برخی از اجسام سیاره‌جرم ممکن است به فضای میان‌ستاره‌ای پرتاب شوند. برخی از دانشمندان معتقدند که چنین اجسامی را باید سیاره دانست در حال‌که برخی دیگر بر این باورند که باید این اجسام را کوتوله قهوه‌ای کم‌جرم نامید.
کوتوله‌های نیمه‌قهوه‌ای
ستارگان در نتیجه رمبش گرانشی ابرهای گاز پدید می آیند، اما اجسام کوچکتری نیز ممکن است بر اثر رمبش ابر به وجود آید. گاهی اجسام سیاره‌جرمی را که از این روش به‌وجود می‌آیند کوتوله نیمه‌قهوه‌ای می‌نامند. کوتوله نیمه‌قهوه‌ای ممکن است مانند چا ۱۱۰۹۱۳-۷۷۳۴۴۴ در غوطه‌وری آزاد باشد و یا مانند ۲مس جی۰۴۴۱۴۴۸۹+۲۳۰۱۵۱۳ در مدار جسم بزرگتری باشند.
برای مدت کوتاهی در ۲۰۰۶، اخترشناسان گمان می‌کردند که یک منظومه دوتایی از این اجسام به نام اُف ۱۶۲۲۲۵-۲۴۰۵۱۵ را یافته‌اند اما تحلیل‌های جدیدتر نشان داده که جرم این اجسام بیشتر از ۱۳ برابر جرم مشتری است و در نتیجه یک جفت کوتوله قهوه‌ای هستند.
ستارگان پیشین
در منظومه‌های ستارگان دوتایی نزدیک به هم، یکی از ستارگان ممکن است جرم خود را به ستاره بزگتر بدهد و از جرم آن کاسته شود تا به حد اجسام سیاره‌جرم برسد. نمونه‌ای از این اجسام به دور تپ‌اختر پی‌اس‌آر جی۱۷۱۹-۱۴۳۸ می‌گردد.
سیاره‌های قمری و سیاره‌های کمربندی
برخی از قمرهای بزرگ هم‌اندازه و یا حتی بزرگتر از تیر هستند. به عنوان نمونه می‌توان به قمرهای گالیله‌ای مشتری و قمر تیتان اشساره نمود. آلن استرن براین نظر است که مکان نباید اهمیت داشته‌باشد و تنها ویژگی‌های ژئوفیزیکی باید در تعریف سیاره مهم باشند. او واژه سیاره قمری را برای اقمار با جرم در حد سیاره، پیشنهاد می کند. همچنین بنا بر نظر وی سیاره‌های کوتوله موجود در کمربند کویپر و کمربند سیارکی نیز می بایست سیاره محسوب گرددند.
ویژگی‌ها
اگرچه هر سسیاره‌ای ویژگی‌های فیزیکی منحصر به فردی دارد اما شماری از مشترکات گسترده نیز در بین آنها وجود دارد. برخی از این ویژگی‌ها مانن حلقه‌های سیاره‌ای و یا قمرهای طبیعی، تاکنون تنها در میان سیارات منظومه شمسی مشاهده شده‌است در حالیکه سایر ویژگی‌ها به طور عمومی در سیارات فراخورشیدی نیز مشاهده می‌شوند.
ویژگی‌های پویا
مدار
طبق تعاریف کنونی همه سیارات باید به دور ستارگان بگردند؛ بنابراین سیارات سرگردان را شامل نمی‌شوند. در منظومه شمسی تمام سیارات به دور خورشید در همان جهت چرخش خود خورشید(اگر از بالای قطب شمال خورشید نگاه کنیم جهت پادساعتگرد خواهد بود) می‌گردند. حداقل یک سیاره فراخورشیدی شناخته‌شده به نام وسپ-۱۷بی در جهت عکس چرخش ستاره خود به دور آن می‌گردد. دوره یک‌بار گردش سیاره در مدارش را تناوب مداری یا سال آن سیاره نام دارد. سال یک سیاره به فاصله آن از ستاره‌اش بستگی دارد، هرچه سیاره از ستاره‌اش دورتر باشد، هم مدارش بزرگتر می‌شود و فاصله بیشتری می‌پیماید و هم اینکه به دلیل کمتر شدن اثر گرانش، سرعت آن نیز کاهش می‌یابد. از آنجا که مدار هیچ سیاره‌ای دایره کامل نیست، فاصله سیاره با ستاره‌اش در طول سال سیاره متغیر است. نزدیکترین نقطه مدار سیاره به ستاره‌اش حضیض (در منظومه شمسی، حضیض خورشیدی) و دورترین فاصله سیاره از ستاره‌اش اوج (در منظومه شمسی، اوج خورشیدی) نامیده می‌شود. چنان که سیاره به به حضیض خود نزدیک می‌شود، سرعت آن افزایش می‌یابد زیرا انرژی پتانسیل گرانشی به جنبشی تبدیل می‌شود، همان‌طور که یک جسم در سقوط آزاد با نزدیک شدن به زمین سرعتش افزایش می‌یابد. وقتی که سیاره به اوج خود نزدیک می‌شود سرعت آن کاهش می‌یابد، دقیقا به همان دلیل که جسمی که به بالا پرتاب می‌شود سرعتش با نزدیک شدن به نقطه اوج مسیرش کاهش می‌یابد.
مدار هر سیاره‌ای را با شماری از عناصر مشخص می‌شود:
خروج از مرکز مداری مشخص کننده این است که مدار سیاره چقدر کشیده‌شده‌است. سیارات با خروج از مرکز مداری کوچکتر مدار گردتری دارند و سیارات با خروج از مرکز مداری بیشتر، شکل بیضی‌تری دارند. سیارات منظومه شمسی، خروج از مرکز مداری کمی دارند و به همین دلیل تقریباً گرد هستند. دنباله‌دارها و اجسام کمربند کویپر و همچنین چندین سیاره فراخورشیدی، خروج از مرکز مداری بالا و درنتیجه مدارهای بسیار بیضوی دارند.
نیم‌قطر بزرگ عبارت است از فاصله سیاره با مرکز طولانی‌ترین قطر مدار بیضوی‌اش (شکل را ببینید). این نقطه با نقطه اوج یکی نیست زیرا ستاره هیچ سیاره‌ای دقیقاً در مرکز مدارش قرار نمی‌گیرد.
انحراف مداری به ما می‌گوید که مدار سیاره به چه میزان بالا یا پایین یک صفحه مرجع مشخص قرار می‌گیرد. در منظومه شمسی، صفحه مرجع صفحه مدار زمین است که دایرةالبروج خوانده می‌شود. برای سیارات فراخورشیدی، این صفحه که به نام صفحه آسمان شناخته می‌شود صفحه خط دید ناظر روی زمین است.
هشت سییاره منظومه شمسی همگی مدارشان در صفحه‌ای بسیار نزدیک به دایرةالبروج قرار می‌گیرد. دنبال دارها و اجسام روی کمربند کویپر مانند پلوتون زاویه بسیار بیشتری باآن دارند. نقاطی را که در آن سیاره صفحه مرجع را قطع می‌کند، گره‌های مداری صعودی و نزولی می‌نامند. طول گره صعودی زاویه میان نقطه با طول جغرافیای صفر روی صفحه مرجع و نقطه گره صعودی مدار سیاره است. شناسه حضیض، زاویه بین گره صعودی مدار یک سیاره و نزدیکترین نقطه آن به ستاره است.
انحراف محوری
سیارات همچنین درجات مختلفی از انحراف محوری دارند؛ یعنی نسبت به صفحه مرجع استوای ستاره خود، زاویه دارند. این موضوع سبب می‌شود که میزان نور دریافت شده توسط هر نیمکره در طول سال سیاره تغییر کند. وقتی که نیمکره شمالی به بیرون متمایل است، نیمکره جنوبی به درون متمایل است و بالعکس. از این رو هر سیاره‌ای دارای پدیده فصل خواهد بود؛ یعنی تغییرات آب‌وهوا در طول سال سیاره. زمانهایی را که که در آن هر نیمکره‌ای بیشترین و کمترین فاصله را با ستاره دارد، انقلابین می‌گویند. هر سیاره‌ای دو تا از این نقاط در مدار خود دارد؛ وفتی یک نیمکره در انقلاب تابستانی خود است و روزهایش طولانی‌ترند، نیمکره دیگر در انقلاب زمستانی خود است و روزهایش کوتاه‌ترند. مقادیر متغیر نور و گرمای دریافت شده توسط هر نیمکره در طول سال تغییرات سالانه‌ای در الگوهای آب و هوایی برای هر نیمکره ایجاد می‌کند. انحراف محوری مشتری بسیار اندک است و در نتیجه تغییرات فصلی آن کم است؛ از سوی دیگر، انحراف محوری اورانوس آنقدر زیاد است که تقریبا به یک طرف خوابیده است. این بدان معنی‌است که هر نیمکره آن در حول و حوش انقلابینش، یا کاملا در نور است یا کاملا در تاریکی. در میان سیارات فراخورشیدی مقادیر انحراف محوری با قطعیت دانسته شده نیست اگرچه گمان می رود که میزان انحراف محوری مشتری‌های داغ به دلیل نزدیکی‌شان به ستاره، ناچیز و یا صفر است.
چرخش
سیارات به دور محورهای نامرئی که از مرکزشان می‌گذرد می‌چرخند. دوره چرخش یک سیاره، روز نام دارد. بیشتر سیارات در منظومه شمسی در همان جهتی که به دور خورشید می گردند، به دور خویش می‌چرخند، که اگر از بالای قطب شمال خورشید بنگریم این چرخش پادساعتگرد خواهد بود. ناهید و اورانوس استثناهایی هستند که در جهت ساعتگرد می‌چرخند، هرچند که انحراف محوری بسیار زیاد اورانوس سبب تفاوت نظر در تعیین قطب شمال و جنوب آن و اینکه آیا چرخش آن ساعتگرد و یا پادساعتگرد است وجود دارد، هر چند جدای از اینکه کدام قطب شمال باشد، اورانوس نسبت به مدارش، حرکت چرخشی بازگشتی دارد.
چرخش سیاره ممکن است بر اثر عوامل مختلفی در حین شکل‌گیری به‌وجود آمده باشد. از برآیند تکانه‌های زاویه‌ای تکه‌های ماده برافزوده‌شده ممکن است تکانه زاویه‌ای خالصی در کل سیاره بوجود آید. برافزایش گاز توسط غولهای گازی نیز می‌تواند عاملی برای تکانه زاویه‌ای باشد و سرانجام در مراحل پایانی پیدایش سیاره، یک فرایند تصادفی برافزایش پیش‌سیاره‌ای می‌تواند باعث تغییر تصادفی محور چرخش سیاره شود. طول روز در سیاره‌های مختلف بسیار متفاوت است. چرخش ناهید ۲۴۳ روز طول می‌کشد و غولهای گازی تنها چند ساعت. دوره چرخش سیارات فراخورشیدی دانسته نیست. هرچند که نزدیکی مشتری‌های داغ به ستاره‌شان بدین معنی است که این سیارات در قفل مدی (به انگلیسی: tidal lock) هستند (مدارهایشان با چرخششان هماهنگ است) و این یعنی اینکه آنها همواره یک سمتشان به سمت ستاره‌شان است، یعنی یک سمتشان همیشه روز و سمت دیگر همیشه شب است.
پاکسازی مدار
ویژگی پویای تعریف‌کننده سیاره این است که باید همسایگی‌اش را پاکسازی کرده‌باشد. سیاره‌ای که همسایگی‌اش را پاکسازی کرده‌باشد آنقدر جرم انباشته که همه سیارات خرد در مدارش را جمع‌آوری یا جارو کند. در واقع، سیاره به تنهایی به دور ستاره می‌گردد و مدارش را بامجموعه‌ای از اشیا هم‌اندازه خودش به اشتراک نمی‌گذارد. این ویژگی در تعریف سال ۲۰۰۶ اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی(IAU) از سیاره، الزامی شد. افزودن این معیار سبب می‌شود که اجسامی همچون پلوتون، اریس و سرس سیاره کامل محسوب نشوند و در رده سیاره‌های کوتوله طبقه‌بندی شوند. اگرچه تا امروز عملا این معیار تنها در مورد سیارات منظومه شمسی بکار رفته‌است و شماری از منظومه‌های فراخورشیدی جوان پیدا شده‌اند که شواهد حاکی است که پاکسازی مداری در قرص‌های پیرا ستاره‌ای(Circumstellar Disks) صورت می‌گیرد.
ویژگی‌های فیزیکی
جرم
ویژگی فیزیکی تعریف کننده یک سیاره این است که باید آنقدر جرم داشته باشد که نیروی گرانش‌اش به اندازه‌ای قوی باشد که بر نیروهای الکترومغناطیسی که ساختار فیزیکی‌اش را پیوند می‌دهند غلبه کرده و به حالت تعادل هیدرواستاتیکی برسد. این در عمل بدین معنی است که تمام سیارات کروی یا کروی‌مانند هستند. تا حد خاصی از جرم، یک جسم ممکن است که شکلی بی‌قاعده داشته باشد اما در جرم‌های فراتر از این حد که به ساختار شیمیایی جسم بستگی دارد، گرانش جسم را به سمت مرکز جرم خود می کشد تا جسم در نهایت به کره‌ای فروریزد.
ویژگی اصلی جداکننده ستارهها و سیارات نیز جرم است. حد بالای جرم برای سیاره بودن، برای اجسامی با فراوانی ایزوتوپی شبیه خورشید، تقریبا ۱۳ برابر جرم مشتری است. فراتر از آن جسم شرایط مناسب برای همجوشی هسته‌ای را پیدا می‌کند. به جز خورشید، جسم دیگری با چنین جرمی در منظومه شمسی وجود ندارد، اما سیارات فراخورشیدی با این اندازه وجود دارند. حد جرمی ۱۳ برابر مشتری مورد توافق جهانی قرار نگرفته و دانشنامه سیاره‌های فراخورشیدی اجسامی با جرم‌های تا ۲۰ برابر مشتری معرفی می‌کند، و مرورگر داده‌های برون سیاره‌ها شامل اجسامی با ۲۴ برابر جرم مشتری است.
کوچکترین سیاره شناخته‌شده پی‌اس‌آر بی۱۲۵۷+۱۲ای است که یکی از نخستین سیارات فراخورشیدی کشف‌شده در سال ۱۹۹۲ در مدار یک تپ‌اختر بود. جرم آن تقریبا نصف جرم سیاره تیر است. کوچکترین سیاره‌ای که به دور یک ستاره معمولی رشته اصلی به غیر از خورشید می‌گردد کپلر-۳۷بی که جرم (و شعاع) آن اندکی از ماه بیشتر است.
ناهمگنی درونی
هر سیاره‌ای در هنگام پیدایش در حال شاره است؛ در آغاز شکل‌گیری مواد چگالتر و سنگینتر به مرکز سیاره فرو رفته و مواد سبکتر را نزدیک به سطح سیاره رها می‌کنند. بنابراین هر سیاره‌ای ساختار داخلی ناهمگنی متشکل از یک هسته سیاره‌ای چگال که با گوشته‌ای (جبه) پوشیده‌شده که یا شاره است و یا شاره بوده‌است. سیارات سنگی در پوسته‌های سختی پوشیده‌شده‌اند، اما در غولهای گازی، گوشته به سادگی در لایه‌های ابر بالایی حل می‌شود. سیارات سنگی هسته‌هایی از عناصری مانند آهن و نیکل، و گوشته‌هایی متشکل از سیلیکات‌ها دارند. این باور وجود دارد که مشتری و کیوان هسته‌های سنگی و فلزی دارند که در گوشته‌هایی از هیدروژن فلزی پیچیده‌شده‌اند. اورانوس و نپتون که کوچکتر هستند هسته‌های سنگی پوشیده از گوشته‌های آب، آمونیاک، متان و سایر یخ‌ها دارند. کنش شاره در درون هسته این سیارات یک ژئودینامو ایجاد می‌کند که باعث تولید یک میدان مغناطیسی می‌شود.
اتمسفر
تمام سیارات منظومه شمسی به غیر از تیر اتمسفر دارند زیرا گرانش آنها به اندازه کافی قوی هست که گازها را نزدیک سطح خود نگه دارد. غولهای گازی به اندازه‌ای پر جرم هستند که بتوانند مقادیر عظیمی از گازهای سبک هیدروژن و هلیم را نزدیک خود نگه دارند، در حالیکه سیارات کوچکتر این گازها را از دست می‌دهند. ترکیب اتمسفر زمین از سیارات دیگر متفاوت است، زیرا فرایندهای مختلف حیات که بر روی زمین جاری است باعث پیدایش اکسیژن مولکولی می‌شود.
اتمسفر سیارات تحت تاثیر تغییرات تابش خورشیدی و یا انرژی درونی قرار می‌گیرند که منجر به شکل‌گیری منطقه‌های کم‌فشار پویا مانند توفندها (روی زمین)، طوفان‌های شن تمام سیاره‌ای (روی بهرام)، یک طوفان واچرخندی به وسعت کل زمین روی مشتری (به نام لکه سرخ بزرگ) و سوراخهایی در اتمسفر (روی نپتون) می‌گردد. حداقل یک سیاره فراخورشیدی اچ‌دی ۱۸۹۷۳۳ بی وجود دارد که ادعا می‌شود سامانه آب‌و‌هوایی شبیه به لکه سرخ قرمز با وسعت دوبرابر آن را داراست.
مشتری‌های داغ به دلیلی نزدیکی بیش از حد به ستارههای میزبانشان اتمسفر خود را مانند دم دنباله‌دارها بر اثر تابش ستاره‌ای از دست می‌دهند. در این دسته از سیارات ممکن است آنقدر اختلاف دما بین سمت روز و سمت شب خود داشته باشند که بادهای سوپرسونیک ایجاد کنند، اما اختلاف دمای سمت روز و شب اچ‌دی ۱۸۹۷۳۳ بی، کم است و نشان می‌دهد که اتمسفر به روش موثری انرژی را در سیاره توزیع مجدد می‌نماید.
مگنتوسفر
یکی از ویژگی‌های بسیار پراهمیت سیاره‌ها گشتاورهای مغناطیسی ذاتی آنهاست که باعث پیدایش مگنتوسفر می‌شود. وجود یک میدان مغناطیسی نشان‌دهنده آن است که سیاره هنوز از نظر ژئولوژیکی زنده است. به عبارت دیگر، سیارات مغناطیسی جریانی از مواد رسانای الکتریکی در درون خود دارند که میدان مغناطیسی آنها را بوجود می‌آورد. این میدان‌ها تاثیر زیادی روی برهمکنش میان سیاره و بادهای خورشیدی می‌گذارند. یک سیاره مغناطیسی حفره‌ای در باد خورشیدی در اطراف خود ایجاد می‌کند که مگنتوسفر نامیده می‌شود و باد خورشیدی نمی‌تواند به آن نفوذ کند. مگنتوسفر ممکن است از خود سیاره بسیار بزرگتر باشد. در مقابل، سیارات غیرمغناطیسی تنها مگنتوسفرهای کوچکی دارند که از برهمکنش یونوسفر با باد خورشیدی القا می‌شود و نمی‌تواند عملا سیاره را محافظت کند.
از هشت سیاره منظومه شمسی تنها ناهید و بهرام میدان مغناطیسی ندارند. علاوه بر این ماه مشتری، گانمید نیز دارای میدان مغناطیسی است. از میان سیارات مغناطیسی میدان مغناطیسی تیر از همه کوچکتر است و به زحمت قادر به دفع بادهای خورشیدی خواهد بود. میدان مغناطیسی گانمید چندیدن برابر بزرگتر است و مشتری قوی‌ترین میدان مغناطیسی را در منظومه شمسی دارد(به حدی قوی است که جان فضانوردان آتی که به ماموریت‌های انسانی روی قمرهایش می‌روند را به خطر می‌اندازد). قدرت مغناطیسی سایر غولهای گازی کم و بیش مانند زمین است، اما گشتاورهای مغناطیسی آنها کاملا بزرگتر است. میدان‌های مغناطیسی اورانوس و نپتون اندکی از محور چرخش آنهامنحرف شده و از مرکز آنها خارج شده‌است.
در سال ۲۰۰۴، تیمی از اخترشناسان در هاوایی یک سیاره فراخورشیدی در اطراف اچ‌دی ۱۷۹۹۴۹ مشاهده نمودند که به نظر می‌رسید لکه‌ی روی سطح ستاره‌اش ایجاد نموده است. تیم این فرضیه را مطرح نمود که مگنتوسفر سیاره انرژی را به سطح ستاره منتقل می‌نمود و دمای داغ ۷۷۶۰ درجه‌ای آن را ۴۰۰ درجه افزایش داده‌است.
ویژگی‌های ثانویه
چندین سیاره و سیاره کوتوله در منظومه شمسی (مانند نپتون و پلوتون) تناوب‌های مداری‌شان در رزونانس با یکدیگر و یا با اجسام کوچکتر هستند. همه به جز تیر و ناهید قمرهای طبیعی دارند. زمین یکی دارد، بهرام دو قمر دارد و غولهای گازی چندین قمر رارند. بسیاری از قمرهای غولهای گازی ویژگی‌هایی شبیه به سیاره‌های سنگی و سیارات کوتوله دارند و برخی از آنها برای امکان حیات احتمالی (بویژه اروپا) مورد مطالعه قرار گرفته‌اند.
چهار غول گازی همچنین چهار حلقه سیاره‌ای با اندازه و پیچیدگی‌های مختلف به دورشان می‌گردد، این حلقه‌ها بیشتر از غبار و مواد ذره‌ای تشکیل شده‌اند اما ممکن است حاوی ماهکهای ریزی باشند که گرانششان ساختار آنها را شکل می‌دهد و نگاه می‌دارد. اگرچه منشا حلقه‌های سیاره‌ای به درستی شناخته‌شده نیست اما گمان می‌رود که نتیجه قمرهای طبیعی باشند که زیر حد روش (Roche Limit) سیاره‌شان قرار می‌گیرند و توسط نیروی کشندی از هم گسیخته می شوند.
هیچ ویژگی ثانویه‌ای در مورد سیارات فراخورشیدی مشاهده نشده‌است. هرچند که کوتوله نیمه‌قهوه‌ای چا ۱۱۰۹۱۳-۷۷۳۴۴۴ که به عنوان سیاره سرگردان توصیف شده‌است، به نظر می‌رسد که در یک قرص پیش سیاره‌ای به دور آن می‌گردد.
کهکشان
کهکشانها سامانه‌هایی بزرگ و با اندازه و مرزی مشخّص هستند که از ستاره ها، بقایای ستاره‌نماها (شبه ستارهها)، ماده تاریک، گازها و گرد غبارهای میان ستاره‌ای که با نیروهای گرانشی به گرد هم آمده‌اند، تشکیل یافته‌اند. کوچکترین کهکشانها دارای پهنایی برابر با چند صد سال نوری، شامل نزدیک به ۱۰ میلیون ستاره هستند. بزرگترین کهکشانها تا ۳ میلیون سال نوری پهنا دارند و شامل بیش از ۱۰۰۰۰۰ میلیارد ستاره هستند. ماده تاریک در اخترشناسی و کیهانشناسی، ماده ای فرضیاست که چون از خود شید(نور) (امواج الکترومغناطیسی) گسیل یا بازتاب نمی‌کند، نمی‌توان آن را مستقیماً دید اما از اثرات گرانشی موجود بر روی اجسام مرئی، همانند ستارهها و کهکشانها، می‌توان به وجود آن پی برد. درک و تجسم ماده تاریک آسان نیست اما در دانش ستاره شناسی حائز اهمیت است.
بزرگی، ویژگی‌ها، ریخت شناسی، دسته بندی
نام کهکشان به انگلیسی: Galaxy برگرفته شده از ریشه یونانی آن Galaxias به معنی شیری است و کهکشان راه شیری به انگلیسی: Milky Way galaxy ریشه این نام می‌باشد. کهکشانها از دید بزرگی و شمار ستارهها دارای طیف گسترده‌ای هستند، کهکشان‌های کوتوله در نزدیک ۱۰ میلیون ستاره و کهکشان‌های غول آسا تا سقف ۱۰۰ تریلیون ستاره دارند، کلیه ستارگان یک کهکشان در مدار خود، به دور مرکز تراکم کهکشان می‌گردند. کهکشانها ممکن است از جندین سامانه ستاره‌ای، خوشه‌های ستاره‌ای و ابرهای میان ستاره‌ای جورواجور تشکیل شده باشند. خورشید یکی از ستارگان کهکشان راه شیری است؛ منظومه شمسی یا سامانه خورشیدی دربرگیرندهٔ زمین و همه اجزاء آن است که همگی در مدارشان به گردخورشید می‌چرخند. اشکال کهکشانها بر پایه شیوه‌ای دسته بندی می‌شود که برپایه شیوه دسته بندی ستاره شناس آمریکایی، ادوین هابل (۱۸۸۹-۱۹۵۳)، شکل یافته‌است. درباره فراگشت(تکامل) کهکشانها داده‌های استوار کمی در دست است. تنها داده مورد اطمینان این است که کهکشانها میلیاردها سال پیش به گونهٔ توده‌ای از ابرهای گازی و غباری بوجود آمدند. از دید تاریخی و پیشینه، کهکشانها با توجه به شکل ظاهریشان دسته بندی شده‌اند که بیشتر این کار با بررسی ظاهر و ریخت شناسی آنها انجام گردیده‌است. شکل متعارف کهکشانها بیضی شکل است که برش مقطع پهنایی آنها همانند یک بیضی نورانی است. کهکشان‌های مارپیچی دارای سطح مقطعی شبیه یک صفحه گرد هستند که این صفحات توسط بازوهای پر گرد وغبار در کنار هم قرار گرفته‌اند. گروهی دیگر از کهکشانها اشکال ناهمگون و غیر معمول دارند که به کهکشان‌های بی قاعده معروف هستند. دانش انتظام شکلی آنها بیشتر ناشی از کشش گرانشی کهکشان‌هایی است که در همسایگی آنها جای دارند. این چنین کنش و واکنش‌هایی که میان کهکشان‌های مجاور رخ می‌دهد، ممکن است درپایان به درهم آمیختگی آنها بیانجامد و به صورت ضمنی، به طور قابل ملاحظه‌ای باعث افزایش تشکیل و صف آرایی مجموعه ستارگانی گردد که کهکشان‌های ستاره پاش نامیده می‌شوند. همچنین می‌توان کهکشان‌های ستاره پاش را که عاری از یک ساختار منسجم اند، به کهکشان‌های بی قاعده نیز نسبت داد. بیشتر از ۱۷۰ میلیارد کهکشان در کائناتی که توسط بشر قابل مشاهده‌است، وجود دارد. اکثر کهکشانها قطری بین ۱۰۰۰ تا ۱۰۰،۰۰۰ پارسک دارند (هر پارسک معادل ۳۱ تریلیون کیلومتر می‌باشد). کهکشانها بیشتر با فاصله میلیون‌ها پارسک و حتی مگاپارسک از یکدیگر جدا افتاده‌اند. فضای بین کهکشانها با گاز پر شده‌است البته با چگالی کمتر از یک اتم در متر مکعب! درصد بالایی از کهکشانها به صورت سلسله مراتبی از ستارهها مرتبط هستند و به ظاهری خوشه شکل سازماندهی شده‌اند و سرانجام خوشه‌های ستاره‌ای غول آسا را تشکیل می‌دهند. این ساختارهای غول آسا بیشتر به غالب صفحات و رشته‌هایی قرار گرفته‌اند که پیرامون آنها را خلاء لایتناهی پوشانده‌است. درک این موضوع که ماده تاریک ۹۰ درصد جرم اکثر کهکشانها را تشکیل می‌دهند، آسان نیست. نتایج و داده‌های دیداری بیانگر این موضوع است که سیاهچالههای ابرغول و فرابزرگ ممکن است در میانه بیشتر (نه همه) کهکشانها وجود داشته باند، این سیاهچالههای بزرگ و پر رمز و راز دلایل بنیادین و آغازین واکنش‌های فعال در هسته برخی کهکشانها هستند. ستاره شناسان بر این باورند دست کم یک سیاهچاله در میان مرکز کهکشان راه شیری جاخوش کرده باشد.
گونه‌های کهکشان از دید ریخت شناسی
کهکشان نامنظم
کهکشان‌های ناهمگون یا بی قائده هیچ شکل یا ساختار سامان‌مندی 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 ناهمگون در بر گیرنده نواحی تابان گازی هستند که ستارهها در آنها ساخته می‌شوند، بیشتر گاز میان ستاره ای کهکشانها بایستی فشرده شوند تا ستارههای تازه‌ای بسازند. نزدیک به پنج درصد از هزار کهکشان درخشان را کهکشان‌های نهمگون تشکیل می‌دهند. این در حالی است که یک چهارم کهکشان‌های شناخته شده نیز کهکشان‌های ناهمگون هستند.
کهکشان مار پیچی
کهکشان‌های مارپیچی دارای بازوهایی هستند که شکلی مارپیچی در پیرامون بر آمدگی میانه‌ای 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 بیش تر در هسته فشرده جای دارند. کهن‌ترین ستارهها در هاله‌های کروی پراکنده جای دارند و پیرامون قرص کهکشانی را فرا گرفته‌اند. این بازوها همچنین دارای غبار و گاز فراوانی هستند که منجر به ساخته شدن ستارههای تازه می‌شود.
کهکشان مارپیچی میله‌ای
یک کهکشان مارپیچی میله‌ای دارای یک هسته برآمدگی میانه‌ای کشیده شده و میله‌ای شکل است. همزمان با چرخش هسته این طور به نظر می‌رسد که در هر سوی هسته یک بازو نیز می‌چرخد. برخی ستاره شناسان بر این باورند که کهکشان راه شیری نیز یک کهکشان مارپیچی میله‌ای است. شکل کهکشان‌های مارپیچی و کهکشان‌های مارپیچی میله‌ای از کهکشان‌های با برآمدگیهای میانه‌ای بزرگ با بازوهای نه چندان به هم پیوسته تا کهکشاهای با برآمدگیهای مرکزی کوچک و بازوهای آزاد متغیر است. اگر چه کهکشان‌های مارپیچی و مارپیچی میله‌ای پیش از این به عنوان دو گونه کهکشان جدا دسته بندی می‌شدند، ولی امروزه ستاره شناسان آنها را همانند می‌دانند.
کهکشان بیضوی
کهکشان‌های بیضوی از دید شکل، از شکل بیضی‌گون (شبیه توپ راگبی) تا شکل کروی متغیر هستند و اشکالی میان این دو نیز یافت می‌شوند. به وارونهٔ کهکشان‌های دیگر که نوری آبی از ستارههای فروزان و کم عمر منعکس می‌کنند، کهکشان‌های بیضوی زرد رنگ دیده می‌شوند. علت این امر ایستادن ساخته شدن ستارهها در این کهکشانها می‌باشد که در نتیجه کمابیش همهنور آنها از ستارههای غول سرخ که دارای طول عمر زیادی هستند به دست می‌آید.
ریشه شناسی واژه کهکشان (Galaxy)
واژهٔ galaxy از galaktikos یا kyklos یا galaxias گرفته شده‌است و معنای آن «راه منحنی شکل شیری رنگ» است. این دگرگونی به دلیل ظاهر دیده شده کهکشان راه شیری در آسمان است. این ریشه شناسی واژه از یک افسانه کهن یونانی گرفته شده‌است، هنگامی که زئوس پسر نوزاد هرکول را که بوسیله یک بانوی فنا پذیر زاده شده بود در میان سینه‌های همسرش که هرا نام داشت، قرار داد تا او شیر خدایی را بنوشد و درپایان فنا ناپذیر شود، پس از اینکه هرا ازخواب بیدار می‌شود نوزادی را می‌بیند که در حال نوشیدن شیر است، زن نیز از ترس کودک را از سینه اش به دوردست پرت می‌کند و فواره ای از شیر به آسمان پاشیده می‌شود که سرانجام نوار شیری رنگ و درخشانی پدید می‌آید که ما امروزه به آن راه شیری می‌گوییم. در ادبیات واژه Galaxy با حرف G بزرگ تعبیر کهکشان راه شیری است، تا کهکشان ما را از میلیاردها کهکشان دیگر جدا کند. عبارت راه شیری (Milky Way) نخستین بار در مجموعه شعری بنام خانه شهرت در سال ۱۳۸۰ میلادی به دست یک شاعر انگلیسی به نام Chaucer به کار برده شد. هنگامی که ویلیام هرسچل مبادرت به فهرست کردن اجرام آسمانی کرد، او از عبارت ابر مارپیچی برای کهکشان ام-۳۱ بهره برد. این اجرام بعدها تحت عنوان «ممالک بی کران هزارگونه ستارگان» تعبیر شدند و زمانی فاصله نجومی و باورنکردنی این اجرام درخشان آسکار شد لقب «جزائر کائنات» به آنها داده شد. البته چون کائنات به همه جهان هستی (عالم) و همگی اجرامی که در آن جای دارند گفته می‌شود و همچنین همگی این کائنات شناخته نشده‌اند، لذا عبارت «جزائر کائنات» به کهکشان تغییر نام داد.
کهکشان راه شیری
کهکشان راه شیری کهکشانی است که ما زمینیان در آن زندگی می‌کنیم. این کهکشان به شکل نوار درخشانی که آسمان را دور می‌زند و با استوای سماوی ۶۳ درجه زاویه می‌سازد. در شب‌های تاریک بدون ماه با چشم غیر مسلح دیده می‌شود.
ضخامت این نوار که در حقیقت مقطع کهکشان از دید خورشید می‌باشد ناهمگون بوده و اندازه پهنای آن میان ۳ تا ۳۰ درجه متفاوت است. روشنایی و پهنای نوار کهکشان در سمت صورت فلکی قوس بیشتر می‌باشد و در شب‌های تابستان بیشتر خودنمایی می‌کند دلیل این مسئله این است که میانه کهکشان راه شیری در این سمت جای دارد و زمانی که به صورت فلکی قوس نگاه می‌کنیم در واقع به قسمت‌های درونی آن نگاه می‌کنیم که شمار ستارهها و سحابیهای آن بیشتر است. کهکشان راه شیری یک کهکشان مارپیچی با چند بازو می‌باشد. حتی با یک تلسکوپ کوچک می‌توان میلیون‌ها ستاره آن را دید که البته این ستارگان همه متعلق به بازوی جبار (یا بازوی محلی) هستند. ناهمگونی‌هایی که در کهکشان می‌بینیم ناشی از وجود ابرهای گازی و غباری تیره کننده (سحابی تاریک) هستند. کهکشان راه شیری به همراه دو کهکشان مارپیچی آندرومدا و کهکشان سه گوش و نزدیک به سی کهکشان کوتوله خوشه محلی کهکشانی را ساخته‌اند. کهکشان‌های کوتوله بر گرد سه کهکشان بزرگ مجموعه در حال چرخش بوده ودر حقیقت اقمار این کهکشانها به شمار می‌آیند. خورشید به همراه سامانه خود در فاصله حدود ۲۴۰۰۰ تا ۲۸۰۰۰ سال نوری از میانه کهکشان جای دارد و هر ۲۵۰ میلیون سال یک بار گرد مرکز آن می‌چرخد. با بررسی ۲۸ ستاره که در نزدیکی میانه کهکشان جای دارند آشکار شده که سیاهچاله ای با جرم نزدیک به ۴ میلیون برابر جرم خورشید در آنجا جای دارد. با توجه به قانون سوم کپلر درباره دو جسمی که دور هم می‌چرخند که در آن بیان می‌شود جرم جسم بزرگتر (که در اینجا همان کهکشان راه شیری است) بر حسب جرم خورشید برابر است با حاصل تقسیم توان سوم اندازه مدار جسم کوچکتر (که در اینجا خورشید است) بر حسب واحد نجومی بر توان دوم دوره چرخشی آن بر حسب سال و با توجه به اینکه خورشید در فاصله حدود ۸۰۰۰ پارسکی از مرکز کهکشان قرار دارد و دوره چرخش آن به گرد مرکز کهکشان در حدود ۲۲۵ میلیون سال است، جرم کهکشان در حدود ۹۰ میلیارد برابر جرم خورشید بدست می‌آید. این شماره با متمرکز کردن جرم همه موادی از کهکشان که درون مدار خورشید جای دارند در مرکز کهکشان بدست آمده‌است. طبیعی است که مقداری از جرم کهکشان هم در بیرون از مدار خورشید قرار دارد. یعنی این شماره، جرم این مواد را نشان نمی‌دهد. برای اندازه گیری جرم همه کهکشان از اندازه گیری سرعت ستاره و گازهایی که در فواصل دوری از مرکز کهکشان قرار دارند بهره برده می‌شود. دانشمندان دریافته‌اند که موثرترین راه اندازه گیری جرم کهکشان پژوهش در طول موجهای رادیویی است چرا که این امواج کمتر تحت تاثیر گازها و غبارهای درون کهکشانی هستند و با بررسی آنها می‌توان به مشاهده مواد دورتری پرداخت. با این روش دانشمندان توانسته‌اند به نموداری از جرم موادی که در فواصل متفاوتی از مرکز کهکشان هستند دست پیدا کنند. این نمودار با نام نمودار چرخشی شناخته می‌شود. با کمک این نمودار آشکار شده که جرم کهکشان در بارهٔ ۱۵۰۰۰ پارسکی از میانه کهکشان نزدیک به ۲۰ میلیارد برابر جرم خورشید است. این گستره خوشه‌های کروی و بازوهای کهکشان را نیز در بر می‌گیرد. ممکن است گمان کنید برای اجرامی که فاصله آنها تا میانه کهکشان از این فاصله بیشتر باشد مطابق آنچه در سامسانه خورشیدی رخ می‌دهد شتاب آنها رو به کاهش باشد. بر پایه اندازه گیری‌ها مشخص شده که اینطور نیست، یعنی سرعت این اجرام از آنچه که پیش بینی می‌شده بیشتر است بنابراین باید جرم بزرگتری در فواصل دورتری از ۱۵۰۰۰ پارسکی مرکز خورشید وجود داشته باشد. اکنون این جرم به وجود یک هاله تاریک (Dark halo) نسبت داده شده‌است.
بیشترین جرم کهکشان ناشی از همین هالهٔ تاریک است اما به راستی این هاله تاریک از چه ماده‌ای تشکیل شده است؟ در نظر داشته باشید واژهٔ تاریک به این معنا نیست که در محدودهٔ دیدگانی طیف مشاهده نمی‌شوند بلکه این مواد در همهٔ بازهٔ طیفی (از گاما تا رادیویی) قابل کشف نیستند. تنها به دلیل اثرات گرانشی آنها است که به وجود آنها پی برده‌ایم. این مادهٔ تاریک نه از مولکول‌های هیدروژن و نه از مواد ستاره‌ای معمولی تشکیل شده‌است. سیاهچالههای با جرم ستاره‌ای، اجرام ماکو(MACHO) که شامل کوتوله‌های قهوه‌ای (ستارگانی که بدلیل جرم کم نتوانسته‌اند واکنش‌های هسته‌ای را شروع کنند)، کوتوله‌های سفید و کوتوله‌های سست و کم جرم سرخ می‌باشد از کاندیداهای مورد نظر می‌باشند. هم اکنون گزینه ذرات زیر اتمی نیز به فهرست مواد تشکیل دهنده ماده تاریک افزوده شده‌است. این ذرات باید دارای جرم بوده ولی برهم کنش بسیار ناچیزی با مواد معمولی داشته باشند. یک دسته از این مواد با نام ذرات جرم دار با برهمکنش سست شناخته می‌شوند. پیشینیان ما نیز هزاران سال پیش به وجود این نوار نقره‌ای رنگ در آسمان پی بردند. بسیاری از اقوام باستان بر این باور بودند که این نوار راهی است که در گذشتگان با گذر از آن به جهان دیگر مهاجرت می‌کنند. اقوامی دیگر باور داشتند که این نوار، پدیده‌ای خدایی است که شب‌ها خود را محافظانه بر روی جامعه انسانی می‌گستراند. راه شیری یک مجموعه پهناور از بیش از ۲۰۰ میلیارد ستاره، سیاره، خوشه و گرد و غبار است. خورشید ما و سامانه خورشیدی نیز بخشی از این کهکشان اند. راه شیری یک کهکشان مارپیچی است، از دید هابل نوع آن اس-بی یا اس-سی و یکی از اعضا گروهی محلی، است که این گروه خود دربرگریرنده کهکشان راه شیری، ابرهای ماژلانی، آندرومدا و بسیاری دیگر از کهکشان‌های کوچک است. رصدهای اخیر نشان می‌دهد که راه شیری، یک کهکشان مارپیچی برزگ با جرمی بیش از ۷۵۰ میلیارد برابر جرم سامانه خورشیدی (منظومه شمسی) و قطری نزدیک به ۱۰۰،۰۰۰ سال نوری می‌باشد. ستاره شناسان استرالیایی یک بازوی کیهانی اضافی را در کهکشان راه شیری کشف کردند که مانند یک مرز گازی ضخیم به دور این کهکشان بزرگ کشیده شده‌است. این ستاره شناسان امیدوارند که این یافته‌ها در نگارگری یک تصویر بهتر از کهکشان راه شیری که سیاره زمین نیز در آن جای دارد سودمند باشد. این مرز گازی شکل که ۶۵۰۰ سال نوری پهنا دارد نشان داد که ساختار کهکشان راه شیری همانند دیگر کهکشانها است. این کهکشانها دارای بازوهای مارپیچی گازی هستند که فراسوی بازوهای مارپیچی ستاره‌ای میانه‌ای گسترده شده‌اند. به باور ستاره شناسان کهکشان راه شیری دارای ۴ بازوی متشکل از هیدروژن، گردوغبار و ستاره هاست که بیرون از مرکز آن می‌چرخند. این مرز گازی که تازگی‌ها کشف شده ۶۰۰۰۰ سال نوری از میانه کهکشان راه شیری فاصله دارد. گاز در پیرامون این کهکشان وجود دارد؛ اما یک ساختار گازی در آن نقطه وجود ندارد. این مرز گازی در دوردست‌ترین جای کهکشان جای دارد و واپسین چیزی است که پیش از ناپدید شدن کهکشان دیده می‌شود. این پژوهشگران درحال پژوهش روی گاز هیدروژن در صفحه یا دیسک کهکشان راه شیری بودند که با این بازوی اضافی مواجه شدند. به باور پژوهشگران این بازوی به تازگی کشف شده با یکی از بازوهای میانه‌ای ستاره‌ای کهکشان در پیوند است. دموکریتوس فیلسوف یونانی (زندگی ۳۷۰ تا ۴۵۰ قبل از میلاد) بر این باور بود که نوار درخشان و نام آشنای راه شیری، که در آسمان شب نمایان است، احتمالا از ستارگانی با فاصله بسیار فراوان ساخته شده‌است. ارسطو (زندگی ۳۲۲ تا ۳۸۴ قیل از میلاد) بر این باور بود که راه شیری به سبب احتراق و انفجار گازهای تصاعدی و آتشین گروه بیشماری از ستارگان غول آسا و نزدیک به یکدیگر ایجادشده‌است و همچنین این احتراق در بخش فراجو در ناحیه‌ای از کیهان به همراه فعل و انفعالات سماوی رخ داده‌است. برای نخستین بار ابن هیثم ستاره شناس عرب (زندگی۹۶۵ تا ۱۰۳۷ میلادی) اختلاف منظر (دید گشت) راه شیری را اندازه گیری و مشاهده کرد.
کهکشان آندرومدا
کهکشان آندرومدا-M۳۱ بزرگترین کهکشان در گروه کهکشان‌های محلی است و در فهرست چارلز مسیه M۳۱ نامگذاری شده‌است. این کهکشان در فاصله ۲٬۵۵۵٬۰۰۰ سال نوری جای دارد. گروه کهکشان محلی شاملM۳۱،M۳۲،M۳۳،M۱۱۰ و کهکشان راه شیری است. این جرم آسمانی با چشم غیرمسلح دیده می‌شود. برای نخستین بار به دست عبدالرحمن الصوفی به نام ابر کوچک (Little Cloud) شناخته شده بود، در حالی که چارلز مسیه آن را در ۱۳ آگوست سال ۱۷۶۴ در کاتالوگش به ثبت رسانید. تا زمان زیادی گمان می‌شد که آندرومدا نزدیکترین کهکشان به ماست، حتی ویلیام هرشل هم این لغزش را کرد. جرم این کهکشان نزدیک به ۳۰۰-۴۰۰ میلیارد برابر جرم خورشید است. نظریه‌ها در مورد آندرومدا زمانی تغییر کرد که ادوین هابل، ستاره شناس پُرآوازه، با تلسکوپ ۱۰۰ اینچی ساخته شده در سال ۱۹۱۷ نزدیک لس انجلس توانست برای نخستین بار ستاره مشخصی را در بازوهای این کهکشان پیدا کند. این ستارهها مانند ستارههای فراوانی هستند که در کهکشان راه شیری می‌توان پیدا کرد ولی آنها بسیار کم نور بودند. ادوین هابل همچنین سه ستارهٔ متغیر را پیدا کرد که یکی از آنها جزء متغیرهای قیفاووسی بود، متغیرهایی که تغییرات درخشندگی آنها قابل پیش بینی بود. این ستارگان و متغیرهای پیدا شده به دست ادوین هابل او را به این اندیشه وا داشت که این کهکشان نمی‌تواند یک خوشهٔ ستاره‌ای در کهکشان ما باشد، بلکه این یک کهکشان بسیار دور از ما است.
کهکشان‌های فعال و غیر عادی
از همه کهکشانها میزان آشکاری بازتابالکترومغناطیسی ساطع می‌شود. برخی کهکشانها، به گونهٔ غیر عادی، مقادیر فراوانی تابش دارند. این کهکشانها، کهکشان‌های فعال نامیده می‌شوند. انرژی آنها از منبعی با جرم بسیار زیاد اما به هم فشرده که در میانه کهکشان فعال جای دارد تأمین می‌شود. انرژی بیش تر گونه اشعه ایکس، موج رادیویی و همچنین نور است و میزان انرژی آزاد شده به اندازه‌ای زیاد است که نمی‌توان تصور کرد ستارهها آنرا بوجود آورده باشند. ستاره شناسان بر این باورند که تنها جسمی که قادر است این مقدار انرژی را آزاد کند یک حفره سیاه فوق العاده پر جرم است. بنابر این، علت اینکه برخی کهکشانها از جمله کهکشان خودمان انرژی کمابیش کمی آزاد می‌کنند این است که حفره سیاه میانه‌ای کوچکی را در میان گرفته‌اند.
کوازارها (ستاره نماها)
به نظر می‌رسد که کوازارها (ستاره نماها) هسته فعال کهکشان‌های دور دست باشند. آنها درخشان‌ترین، شتابان‌ترین و دورترین اجرام شناخته شده در جهان هستند. کوازارها همانند ستارگان از سطح زمین به مانند یک نقطه نورانی خیلی ریز دیده می‌شوند. اگر چه کوازارها تنها به اندازه سامانه خوردشید (منظومه شمسی) هستند، نور برخی از آنها مسافتی نزدیک به ۱۰ میلیارد سال نوری را می‌گذراند 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 ۱۰۰ برابر تشعشع کهکشان‌های بزرگ است. با گسترش جهان کوازارها که در لبه خارجی آن جای دارند بسرعت از زمین فاصله می‌گیرند. دورترین کوازارهایی که قابل رویت حدود ۱۲ میلیارد سال نوری در جهت انتهای قابل مشاهده جهان قرار دارند. به خاطر زمان زیادی که طول می‌کشد تا نور کوازارها به زمین برسد، این کهکشانها ستاره شناسان را قادر می‌سازند تا جهان را در نخستین مراحل شکل گیری، مورد مطالعه قرار دهند. کوازارها فوق العاده درخشان و در عین حال بسیار مهم فشرده می‌باشند. در سنجش با گستره کهکشان راه شیری که ۱۰۰٬۰۰۰ سال نوری می‌باشد، کوازارها قطری برابر با 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 متراکم تر 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 روی، برخی از کهکشانها تا اندازه‌ای به یکدیگر نزدیک می‌شوند که نیروی گرانش دو سویه آنها اشیاء موجود در کهکشانها دیگر را به پیرامون خود می‌کشد و این ماجرا باعث بوجود آمدن توده‌هایی به نام دنباله‌های کشندی می‌گردد، که این دنباله‌ها مانند پلی کهکشانها را به یکدیگر وصل می‌نمایند. نزدیکی بیش از اندازه کهکشانها ممکن است، همراه با تصادم آنها گردیده و به دنبال این رخداد یک دگرگونی بنیادی در شکل ظاهری آنها رخ دهد.
خوشه‌های کهکشانی
بیشتر کهکشانها جزو خوشه‌ها یا گروه‌های کهکشانی هستند که توسط نیروی گرانش در کنار هم باقی می‌مانند. کهکشان راه شیری جزو خوشه‌ای کوچک و با شکل ناهمگون است که گروه محلی خوانده می‌شود. خوشه‌های ناهمگون دربرگیرنده شمار گوناگونی از چند کهکشان یا چندین هزار کهکشان از انواع گوناگون هستند. خوشه سامان‌مند دربرگیرنده نزدیک به ۱۰۰۰ کهکشان می‌باشد که بصورت فشرده‌ای گرد هم آمده و شکل کمابیشکروی، بوجود آورده‌اند، بیشتر این کهکشانها بیضوی هستند. حتی در چنین گروه بهم فشرده‌ای، کهکشانها از یکدیگر صدها هزار سال نوری فاصله دارند. خوشه‌هایی که در کنار هم جای دارند، ساختارهای بزرگتری به نام ابرخوشه تشکیل می‌دهند. دورترین شیء قابل دیدن با چشم غیر مسلح در جهان صورت فلکی آندرومدا است. این کهکشان در فاصله‌ای برابر ۲٫۲ میلیون سال نوری از زمین جای دارد. نزدیکترین کهکشانها به کهکشان راه شیری ابرهای ماژلانی بزرگ و کوچک می‌باشند که به ترتیب در فاصله‌ای حدود ۱۷۰٬۰۰۰ و ۱۹۰٬۰۰۰ سال نوری از زمین جای دارند.
گروه محلی
کهکشان ما جزو خوشه کوچکی متشکل از ۳۰ کهکشان است که گروه محلی نام دارد. این گروه فاقد عضو مرکزی است، اما بزرگترین کهکشانها که دارای جرم بیشتری هستند یعنی کهکشان ما و کهکشان آندرومدا مراکز دو زیر گروه هستند. پس از این دو کهکشان بزرگترین کهکشان این گروه، کهکشان مارپیچی M33 و ابر ماژلانی بزرگ می‌باشند. اعضای دیگر گروه کهکشان‌های کوچک کم نور بیضوی یا کهکشان‌های نامنظم هستند. این گروه شاید اعضای دیگری هم داشته باشد که به دلیل کم نور بودنشان تا به حال دیده نشده‌اند.
ابر خوشه‌ها
ابر خوشه‌ها به شماری خوشه‌های کهکشانی اطلاق می‌شود که در ردیف بزرگترین ساختارهای جهان قرار دارند. هر ابر خوشه ممکن است شامل ۱۰ خوشه پر کهکشان باشد که شکل رشته درخشان مارپیچ یا نواری به خود گرفته‌اند. این ساختار شاید تا یکصد میلیون سال نوری طول داشته باشد، خوشه‌ای که ما جزء آن هستیم. یعنی گروه محلی، بخشی از ابر خوشه محلی است. این ابر خوشه شامل چند صد خوشه کهکشان می‌شود. نوارهای ابر خوشه مرزهای خلا بین ابر خوشه ها را تشکیل می‌دهند. ستاره شناسان موفق به کشف ساختاری شده‌اند که حتی از ابر خوشه ها هم بزرگتر هستند، این ساختار دیوار کبیر نام گرفت. دیوار کبیر متشکل از ابر خوشه ها و خوشه‌های پراکنده بزرگ کشیده می‌باشد. ساختار مذکور حجمی درحدود ۲۶۰ در ۷۳۰ در ۳۰ میلیون سال نوری را اشغال می‌کند. به گمان ستاره شناسان جهان شامل تعداد زیادی از چنین دیوارهایی است که در عرضی از خلا برابر با ۴۰۰ میلیون سال نوری پراکنده شده‌اند.
کهکشانخواری
اغلب در قسمت مرکزی خوشه‌ای که در برگیرنده انبوهی از کهکشانها است، یک کهکشان عظیم بیضوی قرار دارد. حجیم‌ترین کهکشان‌های شناخته شده در مراکز چنین خوشه‌هایی یافت می‌شوند. مشاهدات خاطر نشان می‌کنند که حجیم‌ترین کهکشان‌های چنین خوشه‌هایی به کهکشان عظیم مرکزی ملحق می‌شوند. به این فرآیند، کهکشانخواری گفته می‌شود. کهکشانخوار ممکن است بیش از یک هسته داشته باشد.
خوشه دوشیزه(سنبله)
این خوشه نامنظم که حداقل از ۱۰۰۰ کهکشان تشکیل یافته‌است، ۶ میلیون سال نوری عرض و ۶۰ میلیون سال نوری طول دارد.
طبق تعریف اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی، هشت سیاره در منظومه شمسی (سامانه خورشیدی) وجود دارند. این سیارات به ترتیب فاصله ا خورشید عبارتند از:
تیر
ناهید
زمین
بهرام
مشتری
کیوان
اورانوس
نپتون
مشتری با جرم ۳۱۸ برابر جرم زمین بزرگترین و تیر با ۰.۰۵۵ جرم زمین کوچکترین سیاره‌ها هستند.
سیارات سامانه خورشیدی را می‌توان بر اساس ترکیباتشان در رده‌هایی طبقه‌بندی نمود:
سنگی: سیاراتی که شبیه به زمین هستند و بدنه آنها عمدتاً از سنگ تشکیل شده‌است: تیر، ناهید، زمین و بهرام. تیر با ۰.۰۵۵ جرم زمین کوچکترین سیاره سنگی و زمین بزرگترین سیاره سنگی منظومه شمسی هستند.
غولهای گازی : سیاراتی که عمدتا از مواد گازی تشکیل شده‌اند و بسیار سنگینتر از سیارت سنگی هستند: مشتری، کیوان، اورانوس، نپتون. مشتری با ۳۱۸ برابر جرم زمین بزرگترین سیاره نظومه شمسی است در حالیکه کیوان یک سوم مشتری و ۹۵ برابر جرم زمین، جرم دارد.
غولهای یخی، شامل اورانوس و نپتون زیررده‌ای از غولهای گازی است که وجه تمایز آنها با غولهای گازی دیگر، جرم به مراتب کمتر آنها (تنها ۱۴ تا ۱۷ برابر جرم زمین)، خالی بودن اتمسفرشان از هلیم و هیدروژن و مقادیر به مراتب بیشتر سنگ و یخ در آنهاست.
ویژگی‌های سیاره‌ها
سیارات فرا خورشیدی
به سیاراتی که بیرون از منظومه شمسی قرار دارند، برون سیاره یا سیاره فراخورشیدی گفته می‌شود. نزدیک به ۱۸۰۰ نمونه از چنین سیاراتی کشف شده‌اند (تا ناریخ ۱۰ مه ۲۰۱۴ تعداد ۱۷۸۶ سیاره در ۱۱۰۶ سامانه سیاره‌ای شامل ۴۶۰ سامانه چندسیار‌ای) در اوایل سال ۱۹۹۲، اخترشناسان، الکساندر والشتان و دیل فریل دو سیاره را در مدار تپ‌اختر پی‌اس‌آر بی۱۲۵۷+۱۲ کشف نمودند. این کشف تایید شد و به طور عمومی به عنوان نخستین کشف رسمی سیارات فراخورشیدی محسوب می‌شود. گمان می‌رود که دو سیاره این تپ‌اختر، یا در دور دوم پیدایش سیارات، از بقایای نامعمول ابرنواختری هستند که این تپ‌اختر را به‌وجود آورده‌است ویا اینکه بقایای هسته‌های سنگی غولهای گازی هستند که از ابرنواختر جان سالم به‌دربرده و سپس به مدارهای کنونی‌شان واپاشی شده‌اند
نخستین سیاره فراخورشیدی کشف شده پیرامون یک ستاره معمولی رشته اصلی در ۶ اکتبر ۱۹۹۵ رخ داد، زمانی که دیدیه کیلوز و میشل مایر از دانشگاه ژنو کشف یک سیار را در اطراف ۵۱ پگاسوس اعلام نمودند. از آن زمان تا مأموریت کپلر بیشتر سیارات فراخورشیدی شناخته‌شده غولهای گازی بودند که جرمشان قابل مقایسه با مشتری و یا بزرگتر بود، زیرا به آسانی آشکارسازی می‌شدند، اما کاتالوگ کپلر بیشتر شامل سیاراتی در اندازه نپتون و یا کوچکتر تا اندازه‌های کوچکتر از تیر، است.
گونههایی از سیارات هستند که در منظومه شمسی وجود ندارند: ابرزمین‌ها و مینی‌نپتون‌ها که می‌توانند مانند زمین سنگی باشند و یا مانند نپتون مخلوطی از متغیرها و گازها باشند. (یکی از مرزهای ممکن جداکننده ین دو نوع سیارات، شعاع ۱.۷۵ برابر شعاع زمین است) گونههایی از سیارات به نام مشتری داغ وجود دارند که مدارشان بسیار نزدیک به ستاره‌شان است و ممکن است تبخیر شوند و سیاره درون‌زمینی (به انگلیسی: Chthonian planet) تشکیل دهند که در واقع از هسته‌های باقیمانده تشکیل شده‌است. یکی دیگر از گونه‌های ممکن سیارات، سیاره کربنی است که در سامانه‌هایی با درصد کربن بیشتر از منظومه شمسی بوجود می‌آیند.
تا سال ۲۰۱۲، طبق تحلیل داده‌های ریزهمگرایی گرانشی، تخمین زده‌شده‌است که به ازای هر ستاره در کهکشان راه شیری، ۱.۶ سیاره وجود دارد. در ۲۰ دسامبر ۲۰۱۱ تیم تلسکوپ فضایی کپلر کشف نخستین سیارات زمین‌سان فراخورشیدی با نامهای کپلر-۲۰ای و کپلر-۲۰اف را که به دوره ستاره‌ای خورشیدسان به نام کپلر-۲۰ می‌گردند را اعلام نمود.
تقریبا یکی از هر پنج سیاره خورشیدسان یک سیاره زمین‌سان در منطقه قابل سکونت خود دارند، نزدیکترین آنها در حدود ۱۲ سال نوری از زمین فاصله دارد. فراوانی رخداد این سیاره‌های سنگی یکی از متغیرها در معادله دریک است که تعداد تمدنهای هوشمند قادر به ارتباط در کهکشان راه شیری را تخمین می‌زند.
برون‌سیاره‌های(سیاره‌های فراخورشیدی) وجود دارند که از هر سیاره‌ای در منظومه شمسی به ستاره مربوطه خود نزدیک‌تر یا از آن دورتر هستند، تیر نزدیکترین سیاره به خورشید است که در حدود ۰.۴ واحد نجومی (AU) از خورشید فاصله دارد و مدارش را طی ۸۸ روز به‌طور کامل می‌پیماید، اما کوتاهترین مدارهای شناخته شده برای برون‌سیاره‌ها مانند کپلر-۷۰بی ، پیمودنشان تنها چند ساعت طول می‌کشد. ۵ تا از سیاره‌های منظومه کپلر-۱۱، مدارهایی کوتاهتر از تیر دارند. نپتون ۳۰ واحد نجومی با خورشید فاصله دارد و پیمودن مدارش ۱۶۵ سال به‌طول می‌انجامد، اما برون‌سیاره‌هایی هستند که چند صد واحد نجومی با ستاره خود فاصله دارند و پیمودن کامل مدارشان بیش از ۱۰۰۰ سال طول می‌کشد، مانند ۱آرایکس‌اس جی۱۶۰۹۲۹.۱−۲۱۰۵۲۴.
چند تلسکوپ فضایی مورد انتظار بعدی برای مطالعه سیارات برون خورشیدی عبارتند از : گایا(Gaia) که در دسامبر ۲۰۱۳ پرتاب شد، چئوپس(CHEOPS) در ۲۰۱۷، تس(TESS) در ۲۰۱۷ و تلسکوپ فضایی جیمز وب در ۲۰۱۸
اجسام سیاره-جرم
جسم سیاره-جرم (به انگلیسی: Planetary-mass object (PMO)) و یا جسم سیاره‌ای و یا سیاره‌نما، شیئی آسمانی است که جرم آن در محدوده تعریف‌شده برای سیاره قرار می‌گیرد، جرم ان در حدی بزرگ هست که تعادل هیدرواستاتیکی برسد(بر اثر گرانش خود گرد شود) اما به اندازه‌ای نیست که مانند یک ستاره بتواند از طریق همجوشی تولید انرژی کند. طبق تعریف تمام سیارات جسم سیاره-جرم هستند، اما این واژه بیشتر به اجسامی اشاره دارد که ویژگی‌های معمول مورد انتظار در مورد یک سیاره را ندارند. این اجسام شامل سیاره‌های کوتوله، قمرهای بزرگتر، سیاره‌نماهای غوطه‌ور آزاد، که یا از منظومه‌ای به بیرون پرتاب شده و یا اینکه به جای برافزایش، از طریق فروریزی ابر بوجود آمده‌اند.(گاهی به آنها کوتوله قهوه‌ای گفته می‌شود)
سیاره‌های سرگردان
چندین شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای از شکل‌گیری و تکامل ستارگان و سیارات چنین پیشنهاد می‌کنند که برخی از اجسام سیاره‌جرم ممکن است به فضای میان‌ستاره‌ای پرتاب شوند. برخی از دانشمندان معتقدند که چنین اجسامی را باید سیاره دانست در حال‌که برخی دیگر بر این باورند که باید این اجسام را کوتوله قهوه‌ای کم‌جرم نامید.
کوتوله‌های نیمه‌قهوه‌ای
ستارگان در نتیجه رمبش گرانشی ابرهای گاز پدید می آیند، اما اجسام کوچکتری نیز ممکن است بر اثر رمبش ابر به وجود آید. گاهی اجسام سیاره‌جرمی را که از این روش به‌وجود می‌آیند کوتوله نیمه‌قهوه‌ای می‌نامند. کوتوله نیمه‌قهوه‌ای ممکن است مانند چا ۱۱۰۹۱۳-۷۷۳۴۴۴ در غوطه‌وری آزاد باشد و یا مانند ۲مس جی۰۴۴۱۴۴۸۹+۲۳۰۱۵۱۳ در مدار جسم بزرگتری باشند.
برای مدت کوتاهی در ۲۰۰۶، اخترشناسان گمان می‌کردند که یک منظومه دوتایی از این اجسام به نام اُف ۱۶۲۲۲۵-۲۴۰۵۱۵ را یافته‌اند اما تحلیل‌های جدیدتر نشان داده که جرم این اجسام بیشتر از ۱۳ برابر جرم مشتری است و در نتیجه یک جفت کوتوله قهوه‌ای هستند.
ستارگان پیشین
در منظومه‌های ستارگان دوتایی نزدیک به هم، یکی از ستارگان ممکن است جرم خود را به ستاره بزگتر بدهد و از جرم آن کاسته شود تا به حد اجسام سیاره‌جرم برسد. نمونه‌ای از این اجسام به دور تپ‌اختر پی‌اس‌آر جی۱۷۱۹-۱۴۳۸ می‌گردد.
سیاره‌های قمری و سیاره‌های کمربندی
برخی از قمرهای بزرگ هم‌اندازه و یا حتی بزرگتر از تیر هستند. به عنوان نمونه می‌توان به قمرهای گالیله‌ای مشتری و قمر تیتان اشساره نمود. آلن استرن براین نظر است که مکان نباید اهمیت داشته‌باشد و تنها ویژگی‌های ژئوفیزیکی باید در تعریف سیاره مهم باشند. او واژه سیاره قمری را برای اقمار با جرم در حد سیاره، پیشنهاد می کند. همچنین بنا بر نظر وی سیاره‌های کوتوله موجود در کمربند کویپر و کمربند سیارکی نیز می بایست سیاره محسوب گرددند.
ویژگی‌ها
اگرچه هر سسیاره‌ای ویژگی‌های فیزیکی منحصر به فردی دارد اما شماری از مشترکات گسترده نیز در بین آنها وجود دارد. برخی از این ویژگی‌ها مانن حلقه‌های سیاره‌ای و یا قمرهای طبیعی، تاکنون تنها در میان سیارات منظومه شمسی مشاهده شده‌است در حالیکه سایر ویژگی‌ها به طور عمومی در سیارات فراخورشیدی نیز مشاهده می‌شوند.
ویژگی‌های پویا
مدار
طبق تعاریف کنونی همه سیارات باید به دور ستارگان بگردند؛ بنابراین سیارات سرگردان را شامل نمی‌شوند. در منظومه شمسی تمام سیارات به دور خورشید در همان جهت چرخش خود خورشید(اگر از بالای قطب شمال خورشید نگاه کنیم جهت پادساعتگرد خواهد بود) می‌گردند. حداقل یک سیاره فراخورشیدی شناخته‌شده به نام وسپ-۱۷بی در جهت عکس چرخش ستاره خود به دور آن می‌گردد. دوره یک‌بار گردش سیاره در مدارش را تناوب مداری یا سال آن سیاره نام دارد. سال یک سیاره به فاصله آن از ستاره‌اش بستگی دارد، هرچه سیاره از ستاره‌اش دورتر باشد، هم مدارش بزرگتر می‌شود و فاصله بیشتری می‌پیماید و هم اینکه به دلیل کمتر شدن اثر گرانش، سرعت آن نیز کاهش می‌یابد. از آنجا که مدار هیچ سیاره‌ای دایره کامل نیست، فاصله سیاره با ستاره‌اش در طول سال سیاره متغیر است. نزدیکترین نقطه مدار سیاره به ستاره‌اش حضیض (در منظومه شمسی، حضیض خورشیدی) و دورترین فاصله سیاره از ستاره‌اش اوج (در منظومه شمسی، اوج خورشیدی) نامیده می‌شود. چنان که سیاره به به حضیض خود نزدیک می‌شود، سرعت آن افزایش می‌یابد زیرا انرژی پتانسیل گرانشی به جنبشی تبدیل می‌شود، همان‌طور که یک جسم در سقوط آزاد با نزدیک شدن به زمین سرعتش افزایش می‌یابد. وقتی که سیاره به اوج خود نزدیک می‌شود سرعت آن کاهش می‌یابد، دقیقا به همان دلیل که جسمی که به بالا پرتاب می‌شود سرعتش با نزدیک شدن به نقطه اوج مسیرش کاهش می‌یابد.
مدار هر سیاره‌ای را با شماری از عناصر مشخص می‌شود:
خروج از مرکز مداری مشخص کننده این است که مدار سیاره چقدر کشیده‌شده‌است. سیارات با خروج از مرکز مداری کوچکتر مدار گردتری دارند و سیارات با خروج از مرکز مداری بیشتر، شکل بیضی‌تری دارند. سیارات منظومه شمسی، خروج از مرکز مداری کمی دارند و به همین دلیل تقریباً گرد هستند. دنباله‌دارها و اجسام کمربند کویپر و همچنین چندین سیاره فراخورشیدی، خروج از مرکز مداری بالا و درنتیجه مدارهای بسیار بیضوی دارند.
نیم‌قطر بزرگ عبارت است از فاصله سیاره با مرکز طولانی‌ترین قطر مدار بیضوی‌اش (شکل را ببینید). این نقطه با نقطه اوج یکی نیست زیرا ستاره هیچ سیاره‌ای دقیقاً در مرکز مدارش قرار نمی‌گیرد.
انحراف مداری به ما می‌گوید که مدار سیاره به چه میزان بالا یا پایین یک صفحه مرجع مشخص قرار می‌گیرد. در منظومه شمسی، صفحه مرجع صفحه مدار زمین است که دایرةالبروج خوانده می‌شود. برای سیارات فراخورشیدی، این صفحه که به نام صفحه آسمان شناخته می‌شود صفحه خط دید ناظر روی زمین است.
هشت سییاره منظومه شمسی همگی مدارشان در صفحه‌ای بسیار نزدیک به دایرةالبروج قرار می‌گیرد. دنبال دارها و اجسام روی کمربند کویپر مانند پلوتون زاویه بسیار بیشتری باآن دارند. نقاطی را که در آن سیاره صفحه مرجع را قطع می‌کند، گره‌های مداری صعودی و نزولی می‌نامند. طول گره صعودی زاویه میان نقطه با طول جغرافیای صفر روی صفحه مرجع و نقطه گره صعودی مدار سیاره است. شناسه حضیض، زاویه بین گره صعودی مدار یک سیاره و نزدیکترین نقطه آن به ستاره است.
انحراف محوری
سیارات همچنین درجات مختلفی از انحراف محوری دارند؛ یعنی نسبت به صفحه مرجع استوای ستاره خود، زاویه دارند. این موضوع سبب می‌شود که میزان نور دریافت شده توسط هر نیمکره در طول سال سیاره تغییر کند. وقتی که نیمکره شمالی به بیرون متمایل است، نیمکره جنوبی به درون متمایل است و بالعکس. از این رو هر سیاره‌ای دارای پدیده فصل خواهد بود؛ یعنی تغییرات آب‌وهوا در طول سال سیاره. زمانهایی را که که در آن هر نیمکره‌ای بیشترین و کمترین فاصله را با ستاره دارد، انقلابین می‌گویند. هر سیاره‌ای دو تا از این نقاط در مدار خود دارد؛ وفتی یک نیمکره در انقلاب تابستانی خود است و روزهایش طولانی‌ترند، نیمکره دیگر در انقلاب زمستانی خود است و روزهایش کوتاه‌ترند. مقادیر متغیر نور و گرمای دریافت شده توسط هر نیمکره در طول سال تغییرات سالانه‌ای در الگوهای آب و هوایی برای هر نیمکره ایجاد می‌کند. انحراف محوری مشتری بسیار اندک است و در نتیجه تغییرات فصلی آن کم است؛ از سوی دیگر، انحراف محوری اورانوس آنقدر زیاد است که تقریبا به یک طرف خوابیده است. این بدان معنی‌است که هر نیمکره آن در حول و حوش انقلابینش، یا کاملا در نور است یا کاملا در تاریکی. در میان سیارات فراخورشیدی مقادیر انحراف محوری با قطعیت دانسته شده نیست اگرچه گمان می رود که میزان انحراف محوری مشتری‌های داغ به دلیل نزدیکی‌شان به ستاره، ناچیز و یا صفر است.
چرخش
سیارات به دور محورهای نامرئی که از مرکزشان می‌گذرد می‌چرخند. دوره چرخش یک سیاره، روز نام دارد. بیشتر سیارات در منظومه شمسی در همان جهتی که به دور خورشید می گردند، به دور خویش می‌چرخند، که اگر از بالای قطب شمال خورشید بنگریم این چرخش پادساعتگرد خواهد بود. ناهید و اورانوس استثناهایی هستند که در جهت ساعتگرد می‌چرخند، هرچند که انحراف محوری بسیار زیاد اورانوس سبب تفاوت نظر در تعیین قطب شمال و جنوب آن و اینکه آیا چرخش آن ساعتگرد و یا پادساعتگرد است وجود دارد، هر چند جدای از اینکه کدام قطب شمال باشد، اورانوس نسبت به مدارش، حرکت چرخشی بازگشتی دارد.
چرخش سیاره ممکن است بر اثر عوامل مختلفی در حین شکل‌گیری به‌وجود آمده باشد. از برآیند تکانه‌های زاویه‌ای تکه‌های ماده برافزوده‌شده ممکن است تکانه زاویه‌ای خالصی در کل سیاره بوجود آید. برافزایش گاز توسط غولهای گازی نیز می‌تواند عاملی برای تکانه زاویه‌ای باشد و سرانجام در مراحل پایانی پیدایش سیاره، یک فرایند تصادفی برافزایش پیش‌سیاره‌ای می‌تواند باعث تغییر تصادفی محور چرخش سیاره شود. طول روز در سیاره‌های مختلف بسیار متفاوت است. چرخش ناهید ۲۴۳ روز طول می‌کشد و غولهای گازی تنها چند ساعت. دوره چرخش سیارات فراخورشیدی دانسته نیست. هرچند که نزدیکی مشتری‌های داغ به ستاره‌شان بدین معنی است که این سیارات در قفل مدی (به انگلیسی: tidal lock) هستند (مدارهایشان با چرخششان هماهنگ است) و این یعنی اینکه آنها همواره یک سمتشان به سمت ستاره‌شان است، یعنی یک سمتشان همیشه روز و سمت دیگر همیشه شب است.
پاکسازی مدار
ویژگی پویای تعریف‌کننده سیاره این است که باید همسایگی‌اش را پاکسازی کرده‌باشد. سیاره‌ای که همسایگی‌اش را پاکسازی کرده‌باشد آنقدر جرم انباشته که همه سیارات خرد در مدارش را جمع‌آوری یا جارو کند. در واقع، سیاره به تنهایی به دور ستاره می‌گردد و مدارش را بامجموعه‌ای از اشیا هم‌اندازه خودش به اشتراک نمی‌گذارد. این ویژگی در تعریف سال ۲۰۰۶ اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی(IAU) از سیاره، الزامی شد. افزودن این معیار سبب می‌شود که اجسامی همچون پلوتون، اریس و سرس سیاره کامل محسوب نشوند و در رده سیاره‌های کوتوله طبقه‌بندی شوند. اگرچه تا امروز عملا این معیار تنها در مورد سیارات منظومه شمسی بکار رفته‌است و شماری از منظومه‌های فراخورشیدی جوان پیدا شده‌اند که شواهد حاکی است که پاکسازی مداری در قرص‌های پیرا ستاره‌ای(Circumstellar Disks) صورت می‌گیرد.
ویژگی‌های فیزیکی
جرم
ویژگی فیزیکی تعریف کننده یک سیاره این است که باید آنقدر جرم داشته باشد که نیروی گرانش‌اش به اندازه‌ای قوی باشد که بر نیروهای الکترومغناطیسی که ساختار فیزیکی‌اش را پیوند می‌دهند غلبه کرده و به حالت تعادل هیدرواستاتیکی برسد. این در عمل بدین معنی است که تمام سیارات کروی یا کروی‌مانند هستند. تا حد خاصی از جرم، یک جسم ممکن است که شکلی بی‌قاعده داشته باشد اما در جرم‌های فراتر از این حد که به ساختار شیمیایی جسم بستگی دارد، گرانش جسم را به سمت مرکز جرم خود می کشد تا جسم در نهایت به کره‌ای فروریزد.
ویژگی اصلی جداکننده ستارهها و سیارات نیز جرم است. حد بالای جرم برای سیاره بودن، برای اجسامی با فراوانی ایزوتوپی شبیه خورشید، تقریبا ۱۳ برابر جرم مشتری است. فراتر از آن جسم شرایط مناسب برای همجوشی هسته‌ای را پیدا می‌کند. به جز خورشید، جسم دیگری با چنین جرمی در منظومه شمسی وجود ندارد، اما سیارات فراخورشیدی با این اندازه وجود دارند. حد جرمی ۱۳ برابر مشتری مورد توافق جهانی قرار نگرفته و دانشنامه سیاره‌های فراخورشیدی اجسامی با جرم‌های تا ۲۰ برابر مشتری معرفی می‌کند، و مرورگر داده‌های برون سیاره‌ها شامل اجسامی با ۲۴ برابر جرم مشتری است.
کوچکترین سیاره شناخته‌شده پی‌اس‌آر بی۱۲۵۷+۱۲ای است که یکی از نخستین سیارات فراخورشیدی کشف‌شده در سال ۱۹۹۲ در مدار یک تپ‌اختر بود. جرم آن تقریبا نصف جرم سیاره تیر است. کوچکترین سیاره‌ای که به دور یک ستاره معمولی رشته اصلی به غیر از خورشید می‌گردد کپلر-۳۷بی که جرم (و شعاع) آن اندکی از ماه بیشتر است.
ناهمگنی درونی
هر سیاره‌ای در هنگام پیدایش در حال شاره است؛ در آغاز شکل‌گیری مواد چگالتر و سنگینتر به مرکز سیاره فرو رفته و مواد سبکتر را نزدیک به سطح سیاره رها می‌کنند. بنابراین هر سیاره‌ای ساختار داخلی ناهمگنی متشکل از یک هسته سیاره‌ای چگال که با گوشته‌ای (جبه) پوشیده‌شده که یا شاره است و یا شاره بوده‌است. سیارات سنگی در پوسته‌های سختی پوشیده‌شده‌اند، اما در غولهای گازی، گوشته به سادگی در لایه‌های ابر بالایی حل می‌شود. سیارات سنگی هسته‌هایی از عناصری مانند آهن و نیکل، و گوشته‌هایی متشکل از سیلیکات‌ها دارند. این باور وجود دارد که مشتری و کیوان هسته‌های سنگی و فلزی دارند که در گوشته‌هایی از هیدروژن فلزی پیچیده‌شده‌اند. اورانوس و نپتون که کوچکتر هستند هسته‌های سنگی پوشیده از گوشته‌های آب، آمونیاک، متان و سایر یخ‌ها دارند. کنش شاره در درون هسته این سیارات یک ژئودینامو ایجاد می‌کند که باعث تولید یک میدان مغناطیسی می‌شود.
اتمسفر
تمام سیارات منظومه شمسی به غیر از تیر اتمسفر دارند زیرا گرانش آنها به اندازه کافی قوی هست که گازها را نزدیک سطح خود نگه دارد. غولهای گازی به اندازه‌ای پر جرم هستند که بتوانند مقادیر عظیمی از گازهای سبک هیدروژن و هلیم را نزدیک خود نگه دارند، در حالیکه سیارات کوچکتر این گازها را از دست می‌دهند. ترکیب اتمسفر زمین از سیارات دیگر متفاوت است، زیرا فرایندهای مختلف حیات که بر روی زمین جاری است باعث پیدایش اکسیژن مولکولی می‌شود.
اتمسفر سیارات تحت تاثیر تغییرات تابش خورشیدی و یا انرژی درونی قرار می‌گیرند که منجر به شکل‌گیری منطقه‌های کم‌فشار پویا مانند توفندها (روی زمین)، طوفان‌های شن تمام سیاره‌ای (روی بهرام)، یک طوفان واچرخندی به وسعت کل زمین روی مشتری (به نام لکه سرخ بزرگ) و سوراخهایی در اتمسفر (روی نپتون) می‌گردد. حداقل یک سیاره فراخورشیدی اچ‌دی ۱۸۹۷۳۳ بی وجود دارد که ادعا می‌شود سامانه آب‌و‌هوایی شبیه به لکه سرخ قرمز با وسعت دوبرابر آن را داراست.
مشتری‌های داغ به دلیلی نزدیکی بیش از حد به ستارههای میزبانشان اتمسفر خود را مانند دم دنباله‌دارها بر اثر تابش ستاره‌ای از دست می‌دهند. در این دسته از سیارات ممکن است آنقدر اختلاف دما بین سمت روز و سمت شب خود داشته باشند که بادهای سوپرسونیک ایجاد کنند، اما اختلاف دمای سمت روز و شب اچ‌دی ۱۸۹۷۳۳ بی، کم است و نشان می‌دهد که اتمسفر به روش موثری انرژی را در سیاره توزیع مجدد می‌نماید.
مگنتوسفر
یکی از ویژگی‌های بسیار پراهمیت سیاره‌ها گشتاورهای مغناطیسی ذاتی آنهاست که باعث پیدایش مگنتوسفر می‌شود. وجود یک میدان مغناطیسی نشان‌دهنده آن است که سیاره هنوز از نظر ژئولوژیکی زنده است. به عبارت دیگر، سیارات مغناطیسی جریانی از مواد رسانای الکتریکی در درون خود دارند که میدان مغناطیسی آنها را بوجود می‌آورد. این میدان‌ها تاثیر زیادی روی برهمکنش میان سیاره و بادهای خورشیدی می‌گذارند. یک سیاره مغناطیسی حفره‌ای در باد خورشیدی در اطراف خود ایجاد می‌کند که مگنتوسفر نامیده می‌شود و باد خورشیدی نمی‌تواند به آن نفوذ کند. مگنتوسفر ممکن است از خود سیاره بسیار بزرگتر باشد. در مقابل، سیارات غیرمغناطیسی تنها مگنتوسفرهای کوچکی دارند که از برهمکنش یونوسفر با باد خورشیدی القا می‌شود و نمی‌تواند عملا سیاره را محافظت کند.
از هشت سیاره منظومه شمسی تنها ناهید و بهرام میدان مغناطیسی ندارند. علاوه بر این ماه مشتری، گانمید نیز دارای میدان مغناطیسی است. از میان سیارات مغناطیسی میدان مغناطیسی تیر از همه کوچکتر است و به زحمت قادر به دفع بادهای خورشیدی خواهد بود. میدان مغناطیسی گانمید چندیدن برابر بزرگتر است و مشتری قوی‌ترین میدان مغناطیسی را در منظومه شمسی دارد(به حدی قوی است که جان فضانوردان آتی که به ماموریت‌های انسانی روی قمرهایش می‌روند را به خطر می‌اندازد). قدرت مغناطیسی سایر غولهای گازی کم و بیش مانند زمین است، اما گشتاورهای مغناطیسی آنها کاملا بزرگتر است. میدان‌های مغناطیسی اورانوس و نپتون اندکی از محور چرخش آنهامنحرف شده و از مرکز آنها خارج شده‌است.
در سال ۲۰۰۴، تیمی از اخترشناسان در هاوایی یک سیاره فراخورشیدی در اطراف اچ‌دی ۱۷۹۹۴۹ مشاهده نمودند که به نظر می‌رسید لکه‌ی روی سطح ستاره‌اش ایجاد نموده است. تیم این فرضیه را مطرح نمود که مگنتوسفر سیاره انرژی را به سطح ستاره منتقل می‌نمود و دمای داغ ۷۷۶۰ درجه‌ای آن را ۴۰۰ درجه افزایش داده‌است.
ویژگی‌های ثانویه
چندین سیاره و سیاره کوتوله در منظومه شمسی (مانند نپتون و پلوتون) تناوب‌های مداری‌شان در رزونانس با یکدیگر و یا با اجسام کوچکتر هستند. همه به جز تیر و ناهید قمرهای طبیعی دارند. زمین یکی دارد، بهرام دو قمر دارد و غولهای گازی چندین قمر رارند. بسیاری از قمرهای غولهای گازی ویژگی‌هایی شبیه به سیاره‌های سنگی و سیارات کوتوله دارند و برخی از آنها برای امکان حیات احتمالی (بویژه اروپا) مورد مطالعه قرار گرفته‌اند.
چهار غول گازی همچنین چهار حلقه سیاره‌ای با اندازه و پیچیدگی‌های مختلف به دورشان می‌گردد، این حلقه‌ها بیشتر از غبار و مواد ذره‌ای تشکیل شده‌اند اما ممکن است حاوی ماهکهای ریزی باشند که گرانششان ساختار آنها را شکل می‌دهد و نگاه می‌دارد. اگرچه منشا حلقه‌های سیاره‌ای به درستی شناخته‌شده نیست اما گمان می‌رود که نتیجه قمرهای طبیعی باشند که زیر حد روش (Roche Limit) سیاره‌شان قرار می‌گیرند و توسط نیروی کشندی از هم گسیخته می شوند.
هیچ ویژگی ثانویه‌ای در مورد سیارات فراخورشیدی مشاهده نشده‌است. هرچند که کوتوله نیمه‌قهوه‌ای چا ۱۱۰۹۱۳-۷۷۳۴۴۴ که به عنوان سیاره سرگردان توصیف شده‌است، به نظر می‌رسد که در یک قرص پیش سیاره‌ای به دور آن می‌گردد.
کهکشان
کهکشانها سامانه‌هایی بزرگ و با اندازه و مرزی مشخّص هستند که از ستاره ها، بقایای ستاره‌نماها (شبه ستارهها)، ماده تاریک، گازها و گرد غبارهای میان ستاره‌ای که با نیروهای گرانشی به گرد هم آمده‌اند، تشکیل یافته‌اند. کوچکترین کهکشانها دارای پهنایی برابر با چند صد سال نوری، شامل نزدیک به ۱۰ میلیون ستاره هستند. بزرگترین کهکشانها تا ۳ میلیون سال نوری پهنا دارند و شامل بیش از ۱۰۰۰۰۰ میلیارد ستاره هستند. ماده تاریک در اخترشناسی و کیهانشناسی، ماده ای فرضیاست که چون از خود شید(نور) (امواج الکترومغناطیسی) گسیل یا بازتاب نمی‌کند، نمی‌توان آن را مستقیماً دید اما از اثرات گرانشی موجود بر روی اجسام مرئی، همانند ستارهها و کهکشانها، می‌توان به وجود آن پی برد. درک و تجسم ماده تاریک آسان نیست اما در دانش ستاره شناسی حائز اهمیت است.
بزرگی، ویژگی‌ها، ریخت شناسی، دسته بندی
نام کهکشان به انگلیسی: Galaxy برگرفته شده از ریشه یونانی آن Galaxias به معنی شیری است و کهکشان راه شیری به انگلیسی: Milky Way galaxy ریشه این نام می‌باشد. کهکشانها از دید بزرگی و شمار ستارهها دارای طیف گسترده‌ای هستند، کهکشان‌های کوتوله در نزدیک ۱۰ میلیون ستاره و کهکشان‌های غول آسا تا سقف ۱۰۰ تریلیون ستاره دارند، کلیه ستارگان یک کهکشان در مدار خود، به دور مرکز تراکم کهکشان می‌گردند. کهکشانها ممکن است از جندین سامانه ستاره‌ای، خوشه‌های ستاره‌ای و ابرهای میان ستاره‌ای جورواجور تشکیل شده باشند. خورشید یکی از ستارگان کهکشان راه شیری است؛ منظومه شمسی یا سامانه خورشیدی دربرگیرندهٔ زمین و همه اجزاء آن است که همگی در مدارشان به گردخورشید می‌چرخند. اشکال کهکشانها بر پایه شیوه‌ای دسته بندی می‌شود که برپایه شیوه دسته بندی ستاره شناس آمریکایی، ادوین هابل (۱۸۸۹-۱۹۵۳)، شکل یافته‌است. درباره فراگشت(تکامل) کهکشانها داده‌های استوار کمی در دست است. تنها داده مورد اطمینان این است که کهکشانها میلیاردها سال پیش به گونهٔ توده‌ای از ابرهای گازی و غباری بوجود آمدند. از دید تاریخی و پیشینه، کهکشانها با توجه به شکل ظاهریشان دسته بندی شده‌اند که بیشتر این کار با بررسی ظاهر و ریخت شناسی آنها انجام گردیده‌است. شکل متعارف کهکشانها بیضی شکل است که برش مقطع پهنایی آنها همانند یک بیضی نورانی است. کهکشان‌های مارپیچی دارای سطح مقطعی شبیه یک صفحه گرد هستند که این صفحات توسط بازوهای پر گرد وغبار در کنار هم قرار گرفته‌اند. گروهی دیگر از کهکشانها اشکال ناهمگون و غیر معمول دارند که به کهکشان‌های بی قاعده معروف هستند. دانش انتظام شکلی آنها بیشتر ناشی از کشش گرانشی کهکشان‌هایی است که در همسایگی آنها جای دارند. این چنین کنش و واکنش‌هایی که میان کهکشان‌های مجاور رخ می‌دهد، ممکن است درپایان به درهم آمیختگی آنها بیانجامد و به صورت ضمنی، به طور قابل ملاحظه‌ای باعث افزایش تشکیل و صف آرایی مجموعه ستارگانی گردد که کهکشان‌های ستاره پاش نامیده می‌شوند. همچنین می‌توان کهکشان‌های ستاره پاش را که عاری از یک ساختار منسجم اند، به کهکشان‌های بی قاعده نیز نسبت داد. بیشتر از ۱۷۰ میلیارد کهکشان در کائناتی که توسط بشر قابل مشاهده‌است، وجود دارد. اکثر کهکشانها قطری بین ۱۰۰۰ تا ۱۰۰،۰۰۰ پارسک دارند (هر پارسک معادل ۳۱ تریلیون کیلومتر می‌باشد). کهکشانها بیشتر با فاصله میلیون‌ها پارسک و حتی مگاپارسک از یکدیگر جدا افتاده‌اند. فضای بین کهکشانها با گاز پر شده‌است البته با چگالی کمتر از یک اتم در متر مکعب! درصد بالایی از کهکشانها به صورت سلسله مراتبی از ستارهها مرتبط هستند و به ظاهری خوشه شکل سازماندهی شده‌اند و سرانجام خوشه‌های ستاره‌ای غول آسا را تشکیل می‌دهند. این ساختارهای غول آسا بیشتر به غالب صفحات و رشته‌هایی قرار گرفته‌اند که پیرامون آنها را خلاء لایتناهی پوشانده‌است. درک این موضوع که ماده تاریک ۹۰ درصد جرم اکثر کهکشانها را تشکیل می‌دهند، آسان نیست. نتایج و داده‌های دیداری بیانگر این موضوع است که سیاهچالههای ابرغول و فرابزرگ ممکن است در میانه بیشتر (نه همه) کهکشانها وجود داشته باند، این سیاهچالههای بزرگ و پر رمز و راز دلایل بنیادین و آغازین واکنش‌های فعال در هسته برخی کهکشانها هستند. ستاره شناسان بر این باورند دست کم یک سیاهچاله در میان مرکز کهکشان راه شیری جاخوش کرده باشد.
گونه‌های کهکشان از دید ریخت شناسی
کهکشان نامنظم
کهکشان‌های ناهمگون یا بی قائده هیچ شکل یا ساختار سامان‌مندی 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 ناهمگون در بر گیرنده نواحی تابان گازی هستند که ستارهها در آنها ساخته می‌شوند، بیشتر گاز میان ستاره ای کهکشانها بایستی فشرده شوند تا ستارههای تازه‌ای بسازند. نزدیک به پنج درصد از هزار کهکشان درخشان را کهکشان‌های نهمگون تشکیل می‌دهند. این در حالی است که یک چهارم کهکشان‌های شناخته شده نیز کهکشان‌های ناهمگون هستند.
کهکشان مار پیچی
کهکشان‌های مارپیچی دارای بازوهایی هستند که شکلی مارپیچی در پیرامون بر آمدگی میانه‌ای 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 بیش تر در هسته فشرده جای دارند. کهن‌ترین ستارهها در هاله‌های کروی پراکنده جای دارند و پیرامون قرص کهکشانی را فرا گرفته‌اند. این بازوها همچنین دارای غبار و گاز فراوانی هستند که منجر به ساخته شدن ستارههای تازه می‌شود.
کهکشان مارپیچی میله‌ای
یک کهکشان مارپیچی میله‌ای دارای یک هسته برآمدگی میانه‌ای کشیده شده و میله‌ای شکل است. همزمان با چرخش هسته این طور به نظر می‌رسد که در هر سوی هسته یک بازو نیز می‌چرخد. برخی ستاره شناسان بر این باورند که کهکشان راه شیری نیز یک کهکشان مارپیچی میله‌ای است. شکل کهکشان‌های مارپیچی و کهکشان‌های مارپیچی میله‌ای از کهکشان‌های با برآمدگیهای میانه‌ای بزرگ با بازوهای نه چندان به هم پیوسته تا کهکشاهای با برآمدگیهای مرکزی کوچک و بازوهای آزاد متغیر است. اگر چه کهکشان‌های مارپیچی و مارپیچی میله‌ای پیش از این به عنوان دو گونه کهکشان جدا دسته بندی می‌شدند، ولی امروزه ستاره شناسان آنها را همانند می‌دانند.
کهکشان بیضوی
کهکشان‌های بیضوی از دید شکل، از شکل بیضی‌گون (شبیه توپ راگبی) تا شکل کروی متغیر هستند و اشکالی میان این دو نیز یافت می‌شوند. به وارونهٔ کهکشان‌های دیگر که نوری آبی از ستارههای فروزان و کم عمر منعکس می‌کنند، کهکشان‌های بیضوی زرد رنگ دیده می‌شوند. علت این امر ایستادن ساخته شدن ستارهها در این کهکشانها می‌باشد که در نتیجه کمابیش همهنور آنها از ستارههای غول سرخ که دارای طول عمر زیادی هستند به دست می‌آید.
ریشه شناسی واژه کهکشان (Galaxy)
واژهٔ galaxy از galaktikos یا kyklos یا galaxias گرفته شده‌است و معنای آن «راه منحنی شکل شیری رنگ» است. این دگرگونی به دلیل ظاهر دیده شده کهکشان راه شیری در آسمان است. این ریشه شناسی واژه از یک افسانه کهن یونانی گرفته شده‌است، هنگامی که زئوس پسر نوزاد هرکول را که بوسیله یک بانوی فنا پذیر زاده شده بود در میان سینه‌های همسرش که هرا نام داشت، قرار داد تا او شیر خدایی را بنوشد و درپایان فنا ناپذیر شود، پس از اینکه هرا ازخواب بیدار می‌شود نوزادی را می‌بیند که در حال نوشیدن شیر است، زن نیز از ترس کودک را از سینه اش به دوردست پرت می‌کند و فواره ای از شیر به آسمان پاشیده می‌شود که سرانجام نوار شیری رنگ و درخشانی پدید می‌آید که ما امروزه به آن راه شیری می‌گوییم. در ادبیات واژه Galaxy با حرف G بزرگ تعبیر کهکشان راه شیری است، تا کهکشان ما را از میلیاردها کهکشان دیگر جدا کند. عبارت راه شیری (Milky Way) نخستین بار در مجموعه شعری بنام خانه شهرت در سال ۱۳۸۰ میلادی به دست یک شاعر انگلیسی به نام Chaucer به کار برده شد. هنگامی که ویلیام هرسچل مبادرت به فهرست کردن اجرام آسمانی کرد، او از عبارت ابر مارپیچی برای کهکشان ام-۳۱ بهره برد. این اجرام بعدها تحت عنوان «ممالک بی کران هزارگونه ستارگان» تعبیر شدند و زمانی فاصله نجومی و باورنکردنی این اجرام درخشان آسکار شد لقب «جزائر کائنات» به آنها داده شد. البته چون کائنات به همه جهان هستی (عالم) و همگی اجرامی که در آن جای دارند گفته می‌شود و همچنین همگی این کائنات شناخته نشده‌اند، لذا عبارت «جزائر کائنات» به کهکشان تغییر نام داد.
کهکشان راه شیری
کهکشان راه شیری کهکشانی است که ما زمینیان در آن زندگی می‌کنیم. این کهکشان به شکل نوار درخشانی که آسمان را دور می‌زند و با استوای سماوی ۶۳ درجه زاویه می‌سازد. در شب‌های تاریک بدون ماه با چشم غیر مسلح دیده می‌شود.
ضخامت این نوار که در حقیقت مقطع کهکشان از دید خورشید می‌باشد ناهمگون بوده و اندازه پهنای آن میان ۳ تا ۳۰ درجه متفاوت است. روشنایی و پهنای نوار کهکشان در سمت صورت فلکی قوس بیشتر می‌باشد و در شب‌های تابستان بیشتر خودنمایی می‌کند دلیل این مسئله این است که میانه کهکشان راه شیری در این سمت جای دارد و زمانی که به صورت فلکی قوس نگاه می‌کنیم در واقع به قسمت‌های درونی آن نگاه می‌کنیم که شمار ستارهها و سحابیهای آن بیشتر است. کهکشان راه شیری یک کهکشان مارپیچی با چند بازو می‌باشد. حتی با یک تلسکوپ کوچک می‌توان میلیون‌ها ستاره آن را دید که البته این ستارگان همه متعلق به بازوی جبار (یا بازوی محلی) هستند. ناهمگونی‌هایی که در کهکشان می‌بینیم ناشی از وجود ابرهای گازی و غباری تیره کننده (سحابی تاریک) هستند. کهکشان راه شیری به همراه دو کهکشان مارپیچی آندرومدا و کهکشان سه گوش و نزدیک به سی کهکشان کوتوله خوشه محلی کهکشانی را ساخته‌اند. کهکشان‌های کوتوله بر گرد سه کهکشان بزرگ مجموعه در حال چرخش بوده ودر حقیقت اقمار این کهکشانها به شمار می‌آیند. خورشید به همراه سامانه خود در فاصله حدود ۲۴۰۰۰ تا ۲۸۰۰۰ سال نوری از میانه کهکشان جای دارد و هر ۲۵۰ میلیون سال یک بار گرد مرکز آن می‌چرخد. با بررسی ۲۸ ستاره که در نزدیکی میانه کهکشان جای دارند آشکار شده که سیاهچاله ای با جرم نزدیک به ۴ میلیون برابر جرم خورشید در آنجا جای دارد. با توجه به قانون سوم کپلر درباره دو جسمی که دور هم می‌چرخند که در آن بیان می‌شود جرم جسم بزرگتر (که در اینجا همان کهکشان راه شیری است) بر حسب جرم خورشید برابر است با حاصل تقسیم توان سوم اندازه مدار جسم کوچکتر (که در اینجا خورشید است) بر حسب واحد نجومی بر توان دوم دوره چرخشی آن بر حسب سال و با توجه به اینکه خورشید در فاصله حدود ۸۰۰۰ پارسکی از مرکز کهکشان قرار دارد و دوره چرخش آن به گرد مرکز کهکشان در حدود ۲۲۵ میلیون سال است، جرم کهکشان در حدود ۹۰ میلیارد برابر جرم خورشید بدست می‌آید. این شماره با متمرکز کردن جرم همه موادی از کهکشان که درون مدار خورشید جای دارند در مرکز کهکشان بدست آمده‌است. طبیعی است که مقداری از جرم کهکشان هم در بیرون از مدار خورشید قرار دارد. یعنی این شماره، جرم این مواد را نشان نمی‌دهد. برای اندازه گیری جرم همه کهکشان از اندازه گیری سرعت ستاره و گازهایی که در فواصل دوری از مرکز کهکشان قرار دارند بهره برده می‌شود. دانشمندان دریافته‌اند که موثرترین راه اندازه گیری جرم کهکشان پژوهش در طول موجهای رادیویی است چرا که این امواج کمتر تحت تاثیر گازها و غبارهای درون کهکشانی هستند و با بررسی آنها می‌توان به مشاهده مواد دورتری پرداخت. با این روش دانشمندان توانسته‌اند به نموداری از جرم موادی که در فواصل متفاوتی از مرکز کهکشان هستند دست پیدا کنند. این نمودار با نام نمودار چرخشی شناخته می‌شود. با کمک این نمودار آشکار شده که جرم کهکشان در بارهٔ ۱۵۰۰۰ پارسکی از میانه کهکشان نزدیک به ۲۰ میلیارد برابر جرم خورشید است. این گستره خوشه‌های کروی و بازوهای کهکشان را نیز در بر می‌گیرد. ممکن است گمان کنید برای اجرامی که فاصله آنها تا میانه کهکشان از این فاصله بیشتر باشد مطابق آنچه در سامسانه خورشیدی رخ می‌دهد شتاب آنها رو به کاهش باشد. بر پایه اندازه گیری‌ها مشخص شده که اینطور نیست، یعنی سرعت این اجرام از آنچه که پیش بینی می‌شده بیشتر است بنابراین باید جرم بزرگتری در فواصل دورتری از ۱۵۰۰۰ پارسکی مرکز خورشید وجود داشته باشد. اکنون این جرم به وجود یک هاله تاریک (Dark halo) نسبت داده شده‌است.
بیشترین جرم کهکشان ناشی از همین هالهٔ تاریک است اما به راستی این هاله تاریک از چه ماده‌ای تشکیل شده است؟ در نظر داشته باشید واژهٔ تاریک به این معنا نیست که در محدودهٔ دیدگانی طیف مشاهده نمی‌شوند بلکه این مواد در همهٔ بازهٔ طیفی (از گاما تا رادیویی) قابل کشف نیستند. تنها به دلیل اثرات گرانشی آنها است که به وجود آنها پی برده‌ایم. این مادهٔ تاریک نه از مولکول‌های هیدروژن و نه از مواد ستاره‌ای معمولی تشکیل شده‌است. سیاهچالههای با جرم ستاره‌ای، اجرام ماکو(MACHO) که شامل کوتوله‌های قهوه‌ای (ستارگانی که بدلیل جرم کم نتوانسته‌اند واکنش‌های هسته‌ای را شروع کنند)، کوتوله‌های سفید و کوتوله‌های سست و کم جرم سرخ می‌باشد از کاندیداهای مورد نظر می‌باشند. هم اکنون گزینه ذرات زیر اتمی نیز به فهرست مواد تشکیل دهنده ماده تاریک افزوده شده‌است. این ذرات باید دارای جرم بوده ولی برهم کنش بسیار ناچیزی با مواد معمولی داشته باشند. یک دسته از این مواد با نام ذرات جرم دار با برهمکنش سست شناخته می‌شوند. پیشینیان ما نیز هزاران سال پیش به وجود این نوار نقره‌ای رنگ در آسمان پی بردند. بسیاری از اقوام باستان بر این باور بودند که این نوار راهی است که در گذشتگان با گذر از آن به جهان دیگر مهاجرت می‌کنند. اقوامی دیگر باور داشتند که این نوار، پدیده‌ای خدایی است که شب‌ها خود را محافظانه بر روی جامعه انسانی می‌گستراند. راه شیری یک مجموعه پهناور از بیش از ۲۰۰ میلیارد ستاره، سیاره، خوشه و گرد و غبار است. خورشید ما و سامانه خورشیدی نیز بخشی از این کهکشان اند. راه شیری یک کهکشان مارپیچی است، از دید هابل نوع آن اس-بی یا اس-سی و یکی از اعضا گروهی محلی، است که این گروه خود دربرگریرنده کهکشان راه شیری، ابرهای ماژلانی، آندرومدا و بسیاری دیگر از کهکشان‌های کوچک است. رصدهای اخیر نشان می‌دهد که راه شیری، یک کهکشان مارپیچی برزگ با جرمی بیش از ۷۵۰ میلیارد برابر جرم سامانه خورشیدی (منظومه شمسی) و قطری نزدیک به ۱۰۰،۰۰۰ سال نوری می‌باشد. ستاره شناسان استرالیایی یک بازوی کیهانی اضافی را در کهکشان راه شیری کشف کردند که مانند یک مرز گازی ضخیم به دور این کهکشان بزرگ کشیده شده‌است. این ستاره شناسان امیدوارند که این یافته‌ها در نگارگری یک تصویر بهتر از کهکشان راه شیری که سیاره زمین نیز در آن جای دارد سودمند باشد. این مرز گازی شکل که ۶۵۰۰ سال نوری پهنا دارد نشان داد که ساختار کهکشان راه شیری همانند دیگر کهکشانها است. این کهکشانها دارای بازوهای مارپیچی گازی هستند که فراسوی بازوهای مارپیچی ستاره‌ای میانه‌ای گسترده شده‌اند. به باور ستاره شناسان کهکشان راه شیری دارای ۴ بازوی متشکل از هیدروژن، گردوغبار و ستاره هاست که بیرون از مرکز آن می‌چرخند. این مرز گازی که تازگی‌ها کشف شده ۶۰۰۰۰ سال نوری از میانه کهکشان راه شیری فاصله دارد. گاز در پیرامون این کهکشان وجود دارد؛ اما یک ساختار گازی در آن نقطه وجود ندارد. این مرز گازی در دوردست‌ترین جای کهکشان جای دارد و واپسین چیزی است که پیش از ناپدید شدن کهکشان دیده می‌شود. این پژوهشگران درحال پژوهش روی گاز هیدروژن در صفحه یا دیسک کهکشان راه شیری بودند که با این بازوی اضافی مواجه شدند. به باور پژوهشگران این بازوی به تازگی کشف شده با یکی از بازوهای میانه‌ای ستاره‌ای کهکشان در پیوند است. دموکریتوس فیلسوف یونانی (زندگی ۳۷۰ تا ۴۵۰ قبل از میلاد) بر این باور بود که نوار درخشان و نام آشنای راه شیری، که در آسمان شب نمایان است، احتمالا از ستارگانی با فاصله بسیار فراوان ساخته شده‌است. ارسطو (زندگی ۳۲۲ تا ۳۸۴ قیل از میلاد) بر این باور بود که راه شیری به سبب احتراق و انفجار گازهای تصاعدی و آتشین گروه بیشماری از ستارگان غول آسا و نزدیک به یکدیگر ایجادشده‌است و همچنین این احتراق در بخش فراجو در ناحیه‌ای از کیهان به همراه فعل و انفعالات سماوی رخ داده‌است. برای نخستین بار ابن هیثم ستاره شناس عرب (زندگی۹۶۵ تا ۱۰۳۷ میلادی) اختلاف منظر (دید گشت) راه شیری را اندازه گیری و مشاهده کرد.
کهکشان آندرومدا
کهکشان آندرومدا-M۳۱ بزرگترین کهکشان در گروه کهکشان‌های محلی است و در فهرست چارلز مسیه M۳۱ نامگذاری شده‌است. این کهکشان در فاصله ۲٬۵۵۵٬۰۰۰ سال نوری جای دارد. گروه کهکشان محلی شاملM۳۱،M۳۲،M۳۳،M۱۱۰ و کهکشان راه شیری است. این جرم آسمانی با چشم غیرمسلح دیده می‌شود. برای نخستین بار به دست عبدالرحمن الصوفی به نام ابر کوچک (Little Cloud) شناخته شده بود، در حالی که چارلز مسیه آن را در ۱۳ آگوست سال ۱۷۶۴ در کاتالوگش به ثبت رسانید. تا زمان زیادی گمان می‌شد که آندرومدا نزدیکترین کهکشان به ماست، حتی ویلیام هرشل هم این لغزش را کرد. جرم این کهکشان نزدیک به ۳۰۰-۴۰۰ میلیارد برابر جرم خورشید است. نظریه‌ها در مورد آندرومدا زمانی تغییر کرد که ادوین هابل، ستاره شناس پُرآوازه، با تلسکوپ ۱۰۰ اینچی ساخته شده در سال ۱۹۱۷ نزدیک لس انجلس توانست برای نخستین بار ستاره مشخصی را در بازوهای این کهکشان پیدا کند. این ستارهها مانند ستارههای فراوانی هستند که در کهکشان راه شیری می‌توان پیدا کرد ولی آنها بسیار کم نور بودند. ادوین هابل همچنین سه ستارهٔ متغیر را پیدا کرد که یکی از آنها جزء متغیرهای قیفاووسی بود، متغیرهایی که تغییرات درخشندگی آنها قابل پیش بینی بود. این ستارگان و متغیرهای پیدا شده به دست ادوین هابل او را به این اندیشه وا داشت که این کهکشان نمی‌تواند یک خوشهٔ ستاره‌ای در کهکشان ما باشد، بلکه این یک کهکشان بسیار دور از ما است.
کهکشان‌های فعال و غیر عادی
از همه کهکشانها میزان آشکاری بازتابالکترومغناطیسی ساطع می‌شود. برخی کهکشانها، به گونهٔ غیر عادی، مقادیر فراوانی تابش دارند. این کهکشانها، کهکشان‌های فعال نامیده می‌شوند. انرژی آنها از منبعی با جرم بسیار زیاد اما به هم فشرده که در میانه کهکشان فعال جای دارد تأمین می‌شود. انرژی بیش تر گونه اشعه ایکس، موج رادیویی و همچنین نور است و میزان انرژی آزاد شده به اندازه‌ای زیاد است که نمی‌توان تصور کرد ستارهها آنرا بوجود آورده باشند. ستاره شناسان بر این باورند که تنها جسمی که قادر است این مقدار انرژی را آزاد کند یک حفره سیاه فوق العاده پر جرم است. بنابر این، علت اینکه برخی کهکشانها از جمله کهکشان خودمان انرژی کمابیش کمی آزاد می‌کنند این است که حفره سیاه میانه‌ای کوچکی را در میان گرفته‌اند.
کوازارها (ستاره نماها)
به نظر می‌رسد که کوازارها (ستاره نماها) هسته فعال کهکشان‌های دور دست باشند. آنها درخشان‌ترین، شتابان‌ترین و دورترین اجرام شناخته شده در جهان هستند. کوازارها همانند ستارگان از سطح زمین به مانند یک نقطه نورانی خیلی ریز دیده می‌شوند. اگر چه کوازارها تنها به اندازه سامانه خوردشید (منظومه شمسی) هستند، نور برخی از آنها مسافتی نزدیک به ۱۰ میلیارد سال نوری را می‌گذراند 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 ۱۰۰ برابر تشعشع کهکشان‌های بزرگ است. با گسترش جهان کوازارها که در لبه خارجی آن جای دارند بسرعت از زمین فاصله می‌گیرند. دورترین کوازارهایی که قابل رویت حدود ۱۲ میلیارد سال نوری در جهت انتهای قابل مشاهده جهان قرار دارند. به خاطر زمان زیادی که طول می‌کشد تا نور کوازارها به زمین برسد، این کهکشانها ستاره شناسان را قادر می‌سازند تا جهان را در نخستین مراحل شکل گیری، مورد مطالعه قرار دهند. کوازارها فوق العاده درخشان و در عین حال بسیار مهم فشرده می‌باشند. در سنجش با گستره کهکشان راه شیری که ۱۰۰٬۰۰۰ سال نوری می‌باشد، کوازارها قطری برابر با 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 متراکم تر 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 روی، برخی از کهکشانها تا اندازه‌ای به یکدیگر نزدیک می‌شوند که نیروی گرانش دو سویه آنها اشیاء موجود در کهکشانها دیگر را به پیرامون خود می‌کشد و این ماجرا باعث بوجود آمدن توده‌هایی به نام دنباله‌های کشندی می‌گردد، که این دنباله‌ها مانند پلی کهکشانها را به یکدیگر وصل می‌نمایند. نزدیکی بیش از اندازه کهکشانها ممکن است، همراه با تصادم آنها گردیده و به دنبال این رخداد یک دگرگونی بنیادی در شکل ظاهری آنها رخ دهد.
خوشه‌های کهکشانی
بیشتر کهکشانها جزو خوشه‌ها یا گروه‌های کهکشانی هستند که توسط نیروی گرانش در کنار هم باقی می‌مانند. کهکشان راه شیری جزو خوشه‌ای کوچک و با شکل ناهمگون است که گروه محلی خوانده می‌شود. خوشه‌های ناهمگون دربرگیرنده شمار گوناگونی از چند کهکشان یا چندین هزار کهکشان از انواع گوناگون هستند. خوشه سامان‌مند دربرگیرنده نزدیک به ۱۰۰۰ کهکشان می‌باشد که بصورت فشرده‌ای گرد هم آمده و شکل کمابیشکروی، بوجود آورده‌اند، بیشتر این کهکشانها بیضوی هستند. حتی در چنین گروه بهم فشرده‌ای، کهکشانها از یکدیگر صدها هزار سال نوری فاصله دارند. خوشه‌هایی که در کنار هم جای دارند، ساختارهای بزرگتری به نام ابرخوشه تشکیل می‌دهند. دورترین شیء قابل دیدن با چشم غیر مسلح در جهان صورت فلکی آندرومدا است. این کهکشان در فاصله‌ای برابر ۲٫۲ میلیون سال نوری از زمین جای دارد. نزدیکترین کهکشانها به کهکشان راه شیری ابرهای ماژلانی بزرگ و کوچک می‌باشند که به ترتیب در فاصله‌ای حدود ۱۷۰٬۰۰۰ و ۱۹۰٬۰۰۰ سال نوری از زمین جای دارند.
گروه محلی
کهکشان ما جزو خوشه کوچکی متشکل از ۳۰ کهکشان است که گروه محلی نام دارد. این گروه فاقد عضو مرکزی است، اما بزرگترین کهکشانها که دارای جرم بیشتری هستند یعنی کهکشان ما و کهکشان آندرومدا مراکز دو زیر گروه هستند. پس از این دو کهکشان بزرگترین کهکشان این گروه، کهکشان مارپیچی M33 و ابر ماژلانی بزرگ می‌باشند. اعضای دیگر گروه کهکشان‌های کوچک کم نور بیضوی یا کهکشان‌های نامنظم هستند. این گروه شاید اعضای دیگری هم داشته باشد که به دلیل کم نور بودنشان تا به حال دیده نشده‌اند.
ابر خوشه‌ها
ابر خوشه‌ها به شماری خوشه‌های کهکشانی اطلاق می‌شود که در ردیف بزرگترین ساختارهای جهان قرار دارند. هر ابر خوشه ممکن است شامل ۱۰ خوشه پر کهکشان باشد که شکل رشته درخشان مارپیچ یا نواری به خود گرفته‌اند. این ساختار شاید تا یکصد میلیون سال نوری طول داشته باشد، خوشه‌ای که ما جزء آن هستیم. یعنی گروه محلی، بخشی از ابر خوشه محلی است. این ابر خوشه شامل چند صد خوشه کهکشان می‌شود. نوارهای ابر خوشه مرزهای خلا بین ابر خوشه ها را تشکیل می‌دهند. ستاره شناسان موفق به کشف ساختاری شده‌اند که حتی از ابر خوشه ها هم بزرگتر هستند، این ساختار دیوار کبیر نام گرفت. دیوار کبیر متشکل از ابر خوشه ها و خوشه‌های پراکنده بزرگ کشیده می‌باشد. ساختار مذکور حجمی درحدود ۲۶۰ در ۷۳۰ در ۳۰ میلیون سال نوری را اشغال می‌کند. به گمان ستاره شناسان جهان شامل تعداد زیادی از چنین دیوارهایی است که در عرضی از خلا برابر با ۴۰۰ میلیون سال نوری پراکنده شده‌اند.
کهکشانخواری
اغلب در قسمت مرکزی خوشه‌ای که در برگیرنده انبوهی از کهکشانها است، یک کهکشان عظیم بیضوی قرار دارد. حجیم‌ترین کهکشان‌های شناخته شده در مراکز چنین خوشه‌هایی یافت می‌شوند. مشاهدات خاطر نشان می‌کنند که حجیم‌ترین کهکشان‌های چنین خوشه‌هایی به کهکشان عظیم مرکزی ملحق می‌شوند. به این فرآیند، کهکشانخواری گفته می‌شود. کهکشانخوار ممکن است بیش از یک هسته داشته باشد.
خوشه دوشیزه(سنبله)
این خوشه نامنظم که حداقل از ۱۰۰۰ کهکشان تشکیل یافته‌است، ۶ میلیون سال نوری عرض و ۶۰ میلیون سال نوری طول دارد.
روش‌های جهت‌یابی در روز
جهت‌یابی به کمک موقعیت خورشید در آسمان
۱- خورشید صبح تقریباً از سمت شرق طلوع می‌کند، و شب تقریباً در سمت غرب غروب می‌کند.
این مطلب فقط در اول بهار و پاییز صحیح است؛ یعنی در اولین روز بهار و پاییز خورشید دقیقاً از شرق طلوع و در غرب غروب می‌کند، ولی در زمان‌های دیگر، محل طلوع و غروب خورشید نسبت به مشرق و مغرب مقداری انحراف دارد.
در تابستان طلوع و غروب خورشید شمالی‌تر از شرق و غرب است، و در زمستان جنوبی‌تر از شرق و غرب می‌باشد. در اول تابستان و زمستان، محل طلوع و غروب خورشید حداقل حدود ۲۳٫۵ درجه با محل دقیق شرق و غرب فاصله دارد، که این خطا به هیچ وجه قابل چشم پوشی نیست. در واقع از آنجا که موقعیت دقیق خورشید با توجه به فصل و عرض جغرافیایی متغیر است، این روش نسبتاً غیردقیق است.
۲- در نیمکرهٔ شمالی زمین، در زمان ظهر شرعی خورشید همیشه دقیقاً در جهت جنوب است و سایهٔ اجسام رو به شمال می‌افتد.
ظهر شرعی یا ظهر نجومی، دقیقاً هنگامی است که خورشید به بالاترین نقطه خود در آسمان می‌رسد. در این زمان، سایهٔ شاخص به حداقل خود در روز می‌رسد، و پس از آن دوباره افزایش می‌یابد؛ همان زمان اذان ظهر.
برای دانستن زمان ظهر شرعی می‌توان به روزنامه‌ها مراجعه کرد یا منتظر صدای اذان ظهر شد. ظهر شرعی حدوداً نیمه بین طلوع آفتاب و غروب آفتاب است.
۳- حرکت خورشید از شرق به غرب است؛ و این هم می‌تواند روشی برای یافتن جهت‌های جغرافیایی باشد.
جهت‌یابی با سایهٔ چوب(شاخص)
شاخص، چوب یا میله‌ای صاف و راست است (مثلاً شاخه نسبتاً صافی از یک درخت به طول مثلاً یک متر) که به طور عمودی در زمینی مسطح و هموار و افقی(تراز و میزان) فرو شده‌است.
روش اول: نوک(انتهای) سایهٔ شاخص روی زمین را [مثلاً با یک سنگ] علامت‌گذاری می‌کنیم. مدتی (مثلاً ده-بیست دقیقه بعد، یا بیشتر) صبر می‌کنیم تا نوک سایه چند سانتیمتر جابه‌جا شود. حال محل جدید سایهٔ شاخص (که تغییر مکان داده‌است) را علامت‌گذاری می‌نماییم. حال اگر این دو نقطه را با خطی به هم وصل کنیم، جهت شرق-غرب را مشخص می‌کند. نقطهٔ علامت‌گذاری اول سمت غرب، و نقطهٔ دوم سمت شرق را نشان می‌دهد. یعنی اگر طوری بایستیم که پای چپ‌مان را روی نقطهٔ اول و پای راستمان را روی نقطهٔ دوم بگذاریم، روبروی‌مان شمال را نشان می‌دهد، و رو به خورشید (پشت سرمان) جنوب است.
از آنجا که جهت ظاهری حرکت خورشید در آسمان از شرق به غرب است، جهت حرکت سایهٔ خورشید بر روی زمین از غرب به شرق خواهد بود. یعنی در نیمکره شمالی سایه‌ها ساعتگرد می‌چرخند.
هر چه از استوا دورتر بشویم، از دقت پاسخ در این روش کاسته می‌شود. یعنی در مناطق قطبی (عرض جغرافیایی بالاتر از ۶۰ درجه) استفاده از آن توصیه نمی‌شود.
در شب‌های مهتابی هم از این روش می‌توان استفاده کرد: به جای خورشید از ماه استفاده کنید.
روش دوم(دقیق‌تر): محل سایهٔ شاخص را زمانی پیش از ظهر علامت گذاری می‌کنیم. دایره یا کمانی به مرکز محل شاخص و به شعاع محل علامت‌گذاری شده می‌کشیم. سایه به تدریج که به سمت شرق می‌رود کوتاهتر می‌شود، در ظهر به کوتاهترین اندازه‌اش می‌رسد، و بعداز ظهر به تدریج بلندتر می‌گردد. هر گاه بعد از ظهر سایهٔ شاخص از روی کمان گذشت (یعنی سایهٔ شاخص هم‌اندازهٔ پیش از ظهرش شد) آنجا را به عنوان نقطهٔ دوم علامت‌گذاری می‌کنیم. مانند روش پیشین، این نقطه سمت شرق و نقطهٔ پیشین سمت غرب را نشان می‌دهد.
در واقع هر دو نقطه سایهٔ هم‌فاصله از شاخص، امتداد شرق-غرب را مشخص می‌کنند.
با اینکه روش پیشین نسبتاً دقیق است، این روش دقیق‌تر است؛ البته وقت بیشتری برای آن لازم است.
برای کشیدن کمان مثلاً طنابی(مانند بند کفش، نخ دندان) را انتخاب کنید. یک طرف طناب را به شاخص ببندید، و طرف دیگرش را به یک جسم تیز؛ به شکلی که وقتی طناب را می‌کشید دقیقاً به محل علامت‌گذاری شده برسد. نیم‌دایره‌ای روی زمین با جسم تیز رسم کنید.
وقتی سایهٔ شاخص به حداقل اندازهٔ خود می‌رسد(در ظهر شرعی)، این سایه سمت جنوب را نشان می‌دهد (بالای ۲۳٫۵ درجه).
جهت‌یابی با ساعت عقربه‌دار
ساعت مچی معمولی (آنالوگ، عقربه‌ای) را به حالت افقی طوری در کف دست نگه می‌داریم که عقربهٔ ساعت‌شمار به سمت خورشید اشاره کند. در این حالت، نیمسازِ زاویه‌ای که عقربهٔ ساعت‌شمار با عدد ۱۲ ساعت می‌سازد (زاویهٔ کوچکتر، نه بزرگتر)، جهت جنوب را نشان می‌دهد. یعنی مثلاً اگر چوب‌کبریتی را [به طور افقی] در نیمهٔ راه میان عقربهٔ ساعت‌شمار و عدد ۱۲ ساعت قرار دهید، به طور شمالی-جنوبی قرار گرفته‌است.
نکات
این که گفته شد عقربهٔ کوچک ساعت به سمت خورشید اشاره کند، یعنی اینکه اگر شاخصی [مثلاً چوب‌کبریت] ای که در مرکز ساعت قرار دهیم، سایه‌اش موازی با عقربهٔ ساعت‌شمار و در جهت مقابل آن باشد. یا اینکه سایهٔ عقربهٔ ساعت‌شمار درست در زیر خود عقربه قرار گیرد. یا مثلاً اگر چوبی ده-پانزده سانتیمتری را در زمین به‌طور عمودی قرار دهیم، ساعت روی زمین به شکلی قرار گرفته باشد که عقربهٔ ساعت‌شمارش موازی با سایهٔ چوب باشد.
دلیل اینکه زاویه بین عقربهٔ ساعت‌شمار و ۱۲ را نصف می‌کنیم این است که: وقتی خوشید یک بار دور زمین می‌چرخد، ساعت ما دو دور می‌چرخد(دو تا ۱۲ ساعت). یعنی گرچه روز ۲۴ ساعت است (و یک دور کامل را در ۲۴ ساعت طی می‌کند)، ساعتهای ما یک دور کامل را در ۱۲ ساعت طی می‌نماید. اگر ساعت ۲۴ ساعتهای می‌داشتید، که دور آن به ۲۴ قسمت مساوی تقسیم شده بود، هر گاه عقربهٔ ساعت‌شمار را رو به خورشید می‌گرفتید عدد ۱۲ ساعت همیشه جهت جنوب را نشان می‌داد.
این روش وقتی سمت صحیح را نشان می‌دهد، که ساعت مورد نظر درست تنظیم شده باشد. یعنی اگر در بهار و تابستان ساعت‌ها را نسبت به ساعت استاندارد یک‌ساعت جلو می‌برند، ما باید آن را تصحیح کنیم(ابتدا ساعت‌مان را یک ساعت عقب ببریم سپس روش را اِعمال کنیم؛ یا نیمساز عقربهٔ ساعت‌شمار را [به جای ۱۲] با ۱ حساب کنید). همچنین در همهٔ سطح یک کشور معمولاً ساعت یکسانی وجود دارد، که مثلاً در ایران حدود یک ساعت متغیر است (ایران تقریباً بین دو نصف‌النهار قرار دارد؛ لذا ظهر شرعی در شرق و غرب ایران حدوداً یک ساعت فاصله دارد.) ساعت صحیح هر مکان همان ساعتی است که هنگام ظهر شرعی در آن در طول سال، اطراف ساعت ۱۲ ظهر است. در واقع برای تعیین دقیق جهت‌های جغرافیایی ساعت باید طوری تنظیم باشد که هنگام ظهر شرعی ساعت ۱۲ را نشان دهد.
روش ساعت مچی تا ۲۴ درجه امکان خطا دارد. برای دقت بیشتر باید از آن در عرض جغرافیایی بین ۴۰ و ۶۰ درجه [شمالی یا جنوبی] استفاده شود؛ هر چند در عرض جغرافیایی ۲۳٫۵ تا ۶۶٫۵ درجه [شمالی یا جنوبی] نتیجه‌اش قابل قبول است.(البته در نیم‌کردهٔ جنوبی جهت شمال و جنوب برعکس است.) در واقع هر چه به استوا نزدیک‌تر شویم، از دقت این روش کاسته می‌شود. ضمناً هر چه زمان به کار بردن این روش به ظهر شرعی نزدیک‌تر باشد، نتیجهٔ آن دقیق‌تر خواهد بود.
اگر مطمئن نیستید کدام طرف شمال است و کدام طرف جنوب، به یاد بیاورید که خورشید از شرق بر می‌خیزد، در غرب می‌نشیند، و در ظهر سمت جنوب است.
توجه کنید که اگر این روش را در هنگام ظهر شرعی (یعنی ساعت ۱۲) اجرا کنیم، جهت عقربه ساعت‌شمار خود به سوی جنوب است. یعنی مانند همان روش «جهت‌یابی با سمت خورشید»، که گفتیم خورشید در ظهر شرعی به سمت جنوب است.
اگر از ساعت دیجیتال استفاده می‌کنید، می‌توانید ساعت عقربه‌داری را روی یک کاغذ یا روی زمین بکشید (دور دایره‌ای از ۱ تا ۱۲ بنویسید، و عقربهٔ ساعت‌شمار را هم بکشید)، و سپس از روش بالا استفاده کنید.
حتی وقتی هوا آفتابی نیست و خورشید به راحتی دیده نمی‌شود هم گاه سایهٔ خوشید را می‌توان دید. اگر یک چوب‌کبریت را عمود نگه دارید، سایهٔ آن برعکس جهت خورشید می‌افتد.
روش‌های جهت‌یابی در شب
جهت‌یابی با ستارهٔ قطبی
از آنجا که ستارهها به محور ستاره قطبی در آسمان می‌چرخند، در نیمکرهٔ شمالی زمین ستارهٔ قطبی با تقریب بسیار خوبی (حدود ۰٫۷ درجه خطا) جهت شمال جغرافیایی (و نه شمال مغناطیسی) را نشان می‌دهد؛ یعنی اگر رو به آن بایستیم، رو به شمال خواهیم بود.
برای یافتن ستارهٔ قطبی روش‌های مختلفی وجود دارد:
به وسیلهٔ مجموعه ستارگان «دبّ اکبر»: صورت فلکی دبّ اکبر شامل هفت ستاره‌است که به شکل ملاقه قرار گرفته‌اند: چهار ستاره آن تشکیل یک ذوزنقه را می‌دهند، و سه ستارهٔ دیگر مانند یک دنباله در ادامه ذوزنقه قرار گرفته‌اند. هر گاه دو ستاره‌ای که لبهٔ بیرونی ملاقه را تشکیل می‌دهند (دو ستارهٔ قاعده کوچک ذوزنقه؛ لبهٔ پیالهٔ ملاقه؛ محلی که آب از آنجا می‌ریزد) را [با خطی فرضی] به هم وصل کنیم، و پنج برابر فاصله میان دو ستاره، به سمت جلو ادامه دهیم، به ستاره قطبی می‌رسیم.
به وسیلهٔ مجموعه ستارههای «ذات‌الکرسی»: صورت فلکی ذات‌الکرسی شامل پنج ستاره‌است که به شکل W یا M قرار گرفته‌اند. هرگاه (مطابق شکل) ستارهٔ وسط W (رأس زاویهٔ وسطی) را حدود پنج برابرِِ «فاصلهٔ آن نسبت به ستارههای اطراف» به سوی جلو ادامه دهیم، به ستارهٔ قطبی می‌رسیم.
نکات
صورت‌های فلکی ذات‌الکرسی و دبّ اکبر نسبت به ستارهٔ قطبی تقریباً روبه‌روی یکدیگر، و دور ستاره قطبی خلاف جهت عقربه‌های ساعت می‌چرخند. اگر یکی از آنها پشت کوه پنهان بود، با دیگری می‌توان ستارهٔ قطبی را یافت. فاصلهٔ هر کدام از این دو صورت فلکی تا ستارهٔ قطبی تقریباً برابر است.
اگر برای یافتن ستارهها در آسمان از نقشه ستاره‌یاب (افلاک‌نما) استفاده می‌کنید، به‌خاطر داشته باشید که ستاره‌یاب‌ها موقعیت ستارهها را در زمان، تاریخ و موقعیت جغرافیایی (طول و عرض جغرافیایی) خاصی نشان می‌دهند.
هر چه از استوا به سوی قطب شمال برویم، ستارهٔ قطبی در آسمان بالاتر (در ارتفاع بیشتر) دیده می‌شود. یعنی ستارهٔ قطبی در استوا (عرض جغرافیایی صفر درجه) تقریباً در افق دیده می‌شود، و در قطب شمال(عرض جغرافیایی ۹۰ درجه) تقریباً بالای سر (سرسو، سمت‌الرّأس، رأس‌القدم) دیده می‌شود. بالاتر از عرض جغرافیایی ۷۰ درجه شمالی عملاً نمی‌توان با ستارهٔ قطبی شمال را پیدا کرد.
جهت‌یابی با هلال ماه
اگر به دلیل وجود ابر یا درختان نمی‌توانید ستارهها را ببینید، می‌توانید از ماه برای جهت‌یابی استفاده کنید.
ماه به شکل هلال باریکی تولد می‌یابد، و در نیمه‌های ماه قمری به قرص کامل تبدیل می‌شود، و سپس در جهت مقابل هلالی می‌شود. در نیمهٔ اول ماه‌های قمری قسمت خارجی ماه (تحدب و کوژی ماه، برآمدگی و برجستگی ماه) مانند پیکانی جهت غرب را نشان می‌دهد. در نیمهٔ دوم ماه‌های قمری، تحدب ماه به سمت مشرق است.
اگر خطی از بالای هلال به پایین آن وصل کنیم و ادامه دهیم، در نیمهٔ اول ماه قمری شکل p و در نیمهٔ دوم شکل q خواهد داشت.
کره ماه در نیمهٔ اول ماه‌های قمری پیش از غروب آفتاب طلوع می‌کند، و در نیمهٔ دوم پس از غروب، تا پایان ماه که پس از نیمه‌شب طلوع می‌نماید.
پیدا کردن جنوب توسط ماه: اگر خطی فرضی میان دو نوک تیز هلال ماه رسم کرده و آن را تا زمین ادامه دهید، تقاطع امتداد این خط با افق، نقطه جنوب را [در نیمکرهٔ شمالی زمین] نشان می‌دهد.
این روش جهت‌یابی چندان دقیق نیست، ولی حداقل راه‌نمایی تقریبی را فراهم می‌سازد. در زمان قرص کامل نمی‌توان از این روش استفاده کرد. وقتی ماه به صورت قرص کامل است، می‌توان به کمک حرکت ظاهری ماه (که از مشرق به طرف مغرب است) جهت‌یابی کرد.
روش‌های دیگر جهت‌یابی در شب
حرکت ظاهری ماه در آسمان از شرق به غرب است.
خوشه پروین: دسته‌ای (حدود ده تا پانزده) ستاره، به شکل خوشه انگور، در یک جا مجتمع هستند که به آن مجموعه خوشه پروین می‌گویند. این ستارگان مانند خورشید از شرق به طرف غرب در حرکتند، ولی در همه حال دُمِ آنها به طرف مشرق است.
ستارگان بادبادکی: حدود هفت -هشت ستاره در آسمان وجود دارد که به شکل بادبادک یا علامت سوال می‌باشند. این ستارگان نیز از شرق به غرب حرکت می‌کنند، و در همه حال دنباله بادبادکی آنها به‌طرف جنوب است.
کهکشان راه شیری تودهٔ عظیمی از انبوه ستارگان است که تقریباً از شمال شرقی به جنوب غربی امتداد یافته‌است. در شمال شرقی این راه باریک است، و هر چه به سمت جنوب غربی می‌رود، پهن‌تر می‌شود. هر چه به آخر شب نزدیک‌تر می‌شویم، قسمت پهن راه شیری به طرف مغرب منحرف می‌شود.
روش‌های جهت‌یابی، قابل استفاده در روز و شب
جهت‌یابی با قبله
اگر جهت قبله و میزان انحراف آن از جنوب (یا دیگر جهت‌های اصلی) را بدانیم، می‌توانیم شمال را تشخیص دهیم. مثلاً اگر در تهران ۳۷ درجه از جنوب سمت به غرب متمایل شویم (یعنی حدوداً جنوب غربی)، به طرف قبله ایستاده‌ایم. پس هرگاه در تهران جهت قبله را بدانیم، اگر ۳۷ درجه از سمت قبله در جهت عکس عقربه‌های ساعت بچرخیم، به طرف جنوب ایستاده‌ایم، و اگر ۱۴۳ درجه (۳۷-۱۸۰) در جهت عقربه‌های ساعت بچرخیم، به طرف شمال ایستاده‌ایم.
قبله را از راه‌های مختلفی می‌توان یافت:
قبله‌نما: دقیق‌ترین روش تعیین قبله، به‌وسیلهٔ قبله‌نماست، که آن هم با یک قطب‌نما انجام می‌گیرد؛ و اگر ما قطب‌نما داشته باشیم، با آن قطب را مشخص می‌کنیم!
محراب مسجد: محراب مساجد به طرف قبله‌است. در نمازخانه‌ها هم معمولاً جهت قبله مشخص شده‌است.
قبرستان: مرده را در قبر روی دست راست، به سمت قبله می‌خوابانند. پس اگر شما طوری ایستاده باشید که نوشته‌های سنگ قبر را به درستی می‌خوانید، سمت چپ‌تان قبله‌است.
دستشویی: از آنجا که قضای حاجت رو به قبله نباید باشد، معمولاً توالت‌ها را عمود بر قبله می‌سازند.
جهت‌یابی با قطب‌نمای دست‌ساز
اگر قطب‌نمایی به همراه نداشتید، ولی اتفاقاً یک سوزن یا میخ کوچک در جیبتان یافتید، این روش کمک‌کار شما در ساخت یک قطب‌نما خواهد بود. البته احتمال استفاده از آن در شرایط واقعی کم است، ولی انجام آن کاری سرگرم‌کننده‌است.
با مالش دادن یک سوزن فقط در یک جهت به آهنربا -یا حتی احتمالاً چاقوی خودتان-، یا مالیدن آن فقط در یک جهت به پارچهٔ ابریشمی یا پنبه‌ای، سوزنْ مغناطیسی یا قطبی می‌شود؛ مانند سوزن قطب‌نما. (مثلاً با ۳۰ بار مالش دادن سوزن به آهنربا از طرف خودتان به سمت بیرون، سوزن به اندازهٔ کافی خاصیت آهنربایی پیدا می‌کند. همچنین مالش سر سوزن از پایین به بالا بر پارچهٔ ابریشمی باعث می‌شود که سر سوزن نقطه شمال را نشان دهد). حتی می‌توانید آنرا در یک جهت میان موهای سر خود بکشید. توجه کنید که همیشه فقط در یک جهت مالش دهید.
حال اگر آنرا روی یک چوب‌پنبه یا پوشال کوچک قرار دهید(سوزن را به چوب‌پنبه چسب بزنید، یا درون آن فرو کنید؛ یا در دو طرف سوزن چوب‌پنبه‌هایی کوچک فرو کنید)، و روی آب (آب راکد یا ظرفی پر از آب) شناور نمایید، مانند یک قطب‌نما عمل می‌کند، و سر سوزن رو به شمال می‌چرخد. برای اینکه سمت شمال و جنوب سوزن را اشتباه نکنید، این نکته را در نظر بگیرید که -در نیمکرهٔ شمالی زمین- آن سمت قطب‌نما که تقریباً رو به خورشید و ماه است، سمت جنوب است، زیرا آنها در قسمت جنوبی آسمان قرار دارند. همچنین می‌توانید سوزن را با یک آهنربا امتحان کنید، و سپس سمت شمال را با علامتی روی آن مشخص نمایید.
روش دیگر ساخت آهنربا این است که یک میله یا سوزن آهنی یا فولادی را در جهت میدان مغناطیسی زمین تراز کنیم، و سپس آنرا حرارت داده یا بر آن ضربه وارد کنیم. حال اگر این آهنربا را روی سطحی با اصطکاک کم قرار دهیم (روی یک تکه چوب کوچک در آب شناور سازید، یا مثلاً سوزن را با یک ریسمان غیرفلزی آویزان(معلق) نمایید) قطب‌نمای ما کار می‌کند؛ یعنی میله آنقدر می‌چرخد تا در راستای میدان مغناطیسی زمین (شمالی-جنوبی) قرار گیرد.
مغناطیسی کردن سوزن با باتری: اگر سیمی را دور سوزن بپیچانید و برای چند دقیقه سر سیم را به ته باتری وصل کنید، سوزن مغناطیسی می‌شود.
به دلیل کشش سطحی آب، می‌توان سوزن را به تنهایی روی سطح آن شناور کرد. مثلاً می‌توان سوزن را روی کاغذی گذاشت، و کاغذ را روی آب گذاشت. اگر کاغذ روی آب بماند که بهتر، و اگر کاغذ در آب فرو برود احتمالاً سوزن روی آب باقی می‌ماند. اگر سوزن را با گریس یا روغنی غیرقابل‌حل در آب چرب کنید (مثلاً با مالش سوزن به موهای خود سوزن را چرب نمایید)، کار آسان‌تر خواهد شد. چرب بودن سوزن سبب می‌شود که سوزن روی سطح آب شناور بماند.
جهت‌یابی به کمک موقعیت خورشید در آسمان
۱- خورشید صبح تقریباً از سمت شرق طلوع می‌کند، و شب تقریباً در سمت غرب غروب می‌کند.
این مطلب فقط در اول بهار و پاییز صحیح است؛ یعنی در اولین روز بهار و پاییز خورشید دقیقاً از شرق طلوع و در غرب غروب می‌کند، ولی در زمان‌های دیگر، محل طلوع و غروب خورشید نسبت به مشرق و مغرب مقداری انحراف دارد.
در تابستان طلوع و غروب خورشید شمالی‌تر از شرق و غرب است، و در زمستان جنوبی‌تر از شرق و غرب می‌باشد. در اول تابستان و زمستان، محل طلوع و غروب خورشید حداقل حدود ۲۳٫۵ درجه با محل دقیق شرق و غرب فاصله دارد، که این خطا به هیچ وجه قابل چشم پوشی نیست. در واقع از آنجا که موقعیت دقیق خورشید با توجه به فصل و عرض جغرافیایی متغیر است، این روش نسبتاً غیردقیق است.
۲- در نیمکرهٔ شمالی زمین، در زمان ظهر شرعی خورشید همیشه دقیقاً در جهت جنوب است و سایهٔ اجسام رو به شمال می‌افتد.
ظهر شرعی یا ظهر نجومی، دقیقاً هنگامی است که خورشید به بالاترین نقطه خود در آسمان می‌رسد. در این زمان، سایهٔ شاخص به حداقل خود در روز می‌رسد، و پس از آن دوباره افزایش می‌یابد؛ همان زمان اذان ظهر.
برای دانستن زمان ظهر شرعی می‌توان به روزنامه‌ها مراجعه کرد یا منتظر صدای اذان ظهر شد. ظهر شرعی حدوداً نیمه بین طلوع آفتاب و غروب آفتاب است.
۳- حرکت خورشید از شرق به غرب است؛ و این هم می‌تواند روشی برای یافتن جهت‌های جغرافیایی باشد.
جهت‌یابی با سایهٔ چوب(شاخص)
شاخص، چوب یا میله‌ای صاف و راست است (مثلاً شاخه نسبتاً صافی از یک درخت به طول مثلاً یک متر) که به طور عمودی در زمینی مسطح و هموار و افقی(تراز و میزان) فرو شده‌است.
روش اول: نوک(انتهای) سایهٔ شاخص روی زمین را [مثلاً با یک سنگ] علامت‌گذاری می‌کنیم. مدتی (مثلاً ده-بیست دقیقه بعد، یا بیشتر) صبر می‌کنیم تا نوک سایه چند سانتیمتر جابه‌جا شود. حال محل جدید سایهٔ شاخص (که تغییر مکان داده‌است) را علامت‌گذاری می‌نماییم. حال اگر این دو نقطه را با خطی به هم وصل کنیم، جهت شرق-غرب را مشخص می‌کند. نقطهٔ علامت‌گذاری اول سمت غرب، و نقطهٔ دوم سمت شرق را نشان می‌دهد. یعنی اگر طوری بایستیم که پای چپ‌مان را روی نقطهٔ اول و پای راستمان را روی نقطهٔ دوم بگذاریم، روبروی‌مان شمال را نشان می‌دهد، و رو به خورشید (پشت سرمان) جنوب است.
از آنجا که جهت ظاهری حرکت خورشید در آسمان از شرق به غرب است، جهت حرکت سایهٔ خورشید بر روی زمین از غرب به شرق خواهد بود. یعنی در نیمکره شمالی سایه‌ها ساعتگرد می‌چرخند.
هر چه از استوا دورتر بشویم، از دقت پاسخ در این روش کاسته می‌شود. یعنی در مناطق قطبی (عرض جغرافیایی بالاتر از ۶۰ درجه) استفاده از آن توصیه نمی‌شود.
در شب‌های مهتابی هم از این روش می‌توان استفاده کرد: به جای خورشید از ماه استفاده کنید.
روش دوم(دقیق‌تر): محل سایهٔ شاخص را زمانی پیش از ظهر علامت گذاری می‌کنیم. دایره یا کمانی به مرکز محل شاخص و به شعاع محل علامت‌گذاری شده می‌کشیم. سایه به تدریج که به سمت شرق می‌رود کوتاهتر می‌شود، در ظهر به کوتاهترین اندازه‌اش می‌رسد، و بعداز ظهر به تدریج بلندتر می‌گردد. هر گاه بعد از ظهر سایهٔ شاخص از روی کمان گذشت (یعنی سایهٔ شاخص هم‌اندازهٔ پیش از ظهرش شد) آنجا را به عنوان نقطهٔ دوم علامت‌گذاری می‌کنیم. مانند روش پیشین، این نقطه سمت شرق و نقطهٔ پیشین سمت غرب را نشان می‌دهد.
در واقع هر دو نقطه سایهٔ هم‌فاصله از شاخص، امتداد شرق-غرب را مشخص می‌کنند.
با اینکه روش پیشین نسبتاً دقیق است، این روش دقیق‌تر است؛ البته وقت بیشتری برای آن لازم است.
برای کشیدن کمان مثلاً طنابی(مانند بند کفش، نخ دندان) را انتخاب کنید. یک طرف طناب را به شاخص ببندید، و طرف دیگرش را به یک جسم تیز؛ به شکلی که وقتی طناب را می‌کشید دقیقاً به محل علامت‌گذاری شده برسد. نیم‌دایره‌ای روی زمین با جسم تیز رسم کنید.
وقتی سایهٔ شاخص به حداقل اندازهٔ خود می‌رسد(در ظهر شرعی)، این سایه سمت جنوب را نشان می‌دهد (بالای ۲۳٫۵ درجه).
جهت‌یابی با ساعت عقربه‌دار
ساعت مچی معمولی (آنالوگ، عقربه‌ای) را به حالت افقی طوری در کف دست نگه می‌داریم که عقربهٔ ساعت‌شمار به سمت خورشید اشاره کند. در این حالت، نیمسازِ زاویه‌ای که عقربهٔ ساعت‌شمار با عدد ۱۲ ساعت می‌سازد (زاویهٔ کوچکتر، نه بزرگتر)، جهت جنوب را نشان می‌دهد. یعنی مثلاً اگر چوب‌کبریتی را [به طور افقی] در نیمهٔ راه میان عقربهٔ ساعت‌شمار و عدد ۱۲ ساعت قرار دهید، به طور شمالی-جنوبی قرار گرفته‌است.
نکات
این که گفته شد عقربهٔ کوچک ساعت به سمت خورشید اشاره کند، یعنی اینکه اگر شاخصی [مثلاً چوب‌کبریت] ای که در مرکز ساعت قرار دهیم، سایه‌اش موازی با عقربهٔ ساعت‌شمار و در جهت مقابل آن باشد. یا اینکه سایهٔ عقربهٔ ساعت‌شمار درست در زیر خود عقربه قرار گیرد. یا مثلاً اگر چوبی ده-پانزده سانتیمتری را در زمین به‌طور عمودی قرار دهیم، ساعت روی زمین به شکلی قرار گرفته باشد که عقربهٔ ساعت‌شمارش موازی با سایهٔ چوب باشد.
دلیل اینکه زاویه بین عقربهٔ ساعت‌شمار و ۱۲ را نصف می‌کنیم این است که: وقتی خوشید یک بار دور زمین می‌چرخد، ساعت ما دو دور می‌چرخد(دو تا ۱۲ ساعت). یعنی گرچه روز ۲۴ ساعت است (و یک دور کامل را در ۲۴ ساعت طی می‌کند)، ساعتهای ما یک دور کامل را در ۱۲ ساعت طی می‌نماید. اگر ساعت ۲۴ ساعتهای می‌داشتید، که دور آن به ۲۴ قسمت مساوی تقسیم شده بود، هر گاه عقربهٔ ساعت‌شمار را رو به خورشید می‌گرفتید عدد ۱۲ ساعت همیشه جهت جنوب را نشان می‌داد.
این روش وقتی سمت صحیح را نشان می‌دهد، که ساعت مورد نظر درست تنظیم شده باشد. یعنی اگر در بهار و تابستان ساعت‌ها را نسبت به ساعت استاندارد یک‌ساعت جلو می‌برند، ما باید آن را تصحیح کنیم(ابتدا ساعت‌مان را یک ساعت عقب ببریم سپس روش را اِعمال کنیم؛ یا نیمساز عقربهٔ ساعت‌شمار را [به جای ۱۲] با ۱ حساب کنید). همچنین در همهٔ سطح یک کشور معمولاً ساعت یکسانی وجود دارد، که مثلاً در ایران حدود یک ساعت متغیر است (ایران تقریباً بین دو نصف‌النهار قرار دارد؛ لذا ظهر شرعی در شرق و غرب ایران حدوداً یک ساعت فاصله دارد.) ساعت صحیح هر مکان همان ساعتی است که هنگام ظهر شرعی در آن در طول سال، اطراف ساعت ۱۲ ظهر است. در واقع برای تعیین دقیق جهت‌های جغرافیایی ساعت باید طوری تنظیم باشد که هنگام ظهر شرعی ساعت ۱۲ را نشان دهد.
روش ساعت مچی تا ۲۴ درجه امکان خطا دارد. برای دقت بیشتر باید از آن در عرض جغرافیایی بین ۴۰ و ۶۰ درجه [شمالی یا جنوبی] استفاده شود؛ هر چند در عرض جغرافیایی ۲۳٫۵ تا ۶۶٫۵ درجه [شمالی یا جنوبی] نتیجه‌اش قابل قبول است.(البته در نیم‌کردهٔ جنوبی جهت شمال و جنوب برعکس است.) در واقع هر چه به استوا نزدیک‌تر شویم، از دقت این روش کاسته می‌شود. ضمناً هر چه زمان به کار بردن این روش به ظهر شرعی نزدیک‌تر باشد، نتیجهٔ آن دقیق‌تر خواهد بود.
اگر مطمئن نیستید کدام طرف شمال است و کدام طرف جنوب، به یاد بیاورید که خورشید از شرق بر می‌خیزد، در غرب می‌نشیند، و در ظهر سمت جنوب است.
توجه کنید که اگر این روش را در هنگام ظهر شرعی (یعنی ساعت ۱۲) اجرا کنیم، جهت عقربه ساعت‌شمار خود به سوی جنوب است. یعنی مانند همان روش «جهت‌یابی با سمت خورشید»، که گفتیم خورشید در ظهر شرعی به سمت جنوب است.
اگر از ساعت دیجیتال استفاده می‌کنید، می‌توانید ساعت عقربه‌داری را روی یک کاغذ یا روی زمین بکشید (دور دایره‌ای از ۱ تا ۱۲ بنویسید، و عقربهٔ ساعت‌شمار را هم بکشید)، و سپس از روش بالا استفاده کنید.
حتی وقتی هوا آفتابی نیست و خورشید به راحتی دیده نمی‌شود هم گاه سایهٔ خوشید را می‌توان دید. اگر یک چوب‌کبریت را عمود نگه دارید، سایهٔ آن برعکس جهت خورشید می‌افتد.
روش‌های جهت‌یابی در شب
جهت‌یابی با ستارهٔ قطبی
از آنجا که ستارهها به محور ستاره قطبی در آسمان می‌چرخند، در نیمکرهٔ شمالی زمین ستارهٔ قطبی با تقریب بسیار خوبی (حدود ۰٫۷ درجه خطا) جهت شمال جغرافیایی (و نه شمال مغناطیسی) را نشان می‌دهد؛ یعنی اگر رو به آن بایستیم، رو به شمال خواهیم بود.
برای یافتن ستارهٔ قطبی روش‌های مختلفی وجود دارد:
به وسیلهٔ مجموعه ستارگان «دبّ اکبر»: صورت فلکی دبّ اکبر شامل هفت ستاره‌است که به شکل ملاقه قرار گرفته‌اند: چهار ستاره آن تشکیل یک ذوزنقه را می‌دهند، و سه ستارهٔ دیگر مانند یک دنباله در ادامه ذوزنقه قرار گرفته‌اند. هر گاه دو ستاره‌ای که لبهٔ بیرونی ملاقه را تشکیل می‌دهند (دو ستارهٔ قاعده کوچک ذوزنقه؛ لبهٔ پیالهٔ ملاقه؛ محلی که آب از آنجا می‌ریزد) را [با خطی فرضی] به هم وصل کنیم، و پنج برابر فاصله میان دو ستاره، به سمت جلو ادامه دهیم، به ستاره قطبی می‌رسیم.
به وسیلهٔ مجموعه ستارههای «ذات‌الکرسی»: صورت فلکی ذات‌الکرسی شامل پنج ستاره‌است که به شکل W یا M قرار گرفته‌اند. هرگاه (مطابق شکل) ستارهٔ وسط W (رأس زاویهٔ وسطی) را حدود پنج برابرِِ «فاصلهٔ آن نسبت به ستارههای اطراف» به سوی جلو ادامه دهیم، به ستارهٔ قطبی می‌رسیم.
نکات
صورت‌های فلکی ذات‌الکرسی و دبّ اکبر نسبت به ستارهٔ قطبی تقریباً روبه‌روی یکدیگر، و دور ستاره قطبی خلاف جهت عقربه‌های ساعت می‌چرخند. اگر یکی از آنها پشت کوه پنهان بود، با دیگری می‌توان ستارهٔ قطبی را یافت. فاصلهٔ هر کدام از این دو صورت فلکی تا ستارهٔ قطبی تقریباً برابر است.
اگر برای یافتن ستارهها در آسمان از نقشه ستاره‌یاب (افلاک‌نما) استفاده می‌کنید، به‌خاطر داشته باشید که ستاره‌یاب‌ها موقعیت ستارهها را در زمان، تاریخ و موقعیت جغرافیایی (طول و عرض جغرافیایی) خاصی نشان می‌دهند.
هر چه از استوا به سوی قطب شمال برویم، ستارهٔ قطبی در آسمان بالاتر (در ارتفاع بیشتر) دیده می‌شود. یعنی ستارهٔ قطبی در استوا (عرض جغرافیایی صفر درجه) تقریباً در افق دیده می‌شود، و در قطب شمال(عرض جغرافیایی ۹۰ درجه) تقریباً بالای سر (سرسو، سمت‌الرّأس، رأس‌القدم) دیده می‌شود. بالاتر از عرض جغرافیایی ۷۰ درجه شمالی عملاً نمی‌توان با ستارهٔ قطبی شمال را پیدا کرد.
جهت‌یابی با هلال ماه
اگر به دلیل وجود ابر یا درختان نمی‌توانید ستارهها را ببینید، می‌توانید از ماه برای جهت‌یابی استفاده کنید.
ماه به شکل هلال باریکی تولد می‌یابد، و در نیمه‌های ماه قمری به قرص کامل تبدیل می‌شود، و سپس در جهت مقابل هلالی می‌شود. در نیمهٔ اول ماه‌های قمری قسمت خارجی ماه (تحدب و کوژی ماه، برآمدگی و برجستگی ماه) مانند پیکانی جهت غرب را نشان می‌دهد. در نیمهٔ دوم ماه‌های قمری، تحدب ماه به سمت مشرق است.
اگر خطی از بالای هلال به پایین آن وصل کنیم و ادامه دهیم، در نیمهٔ اول ماه قمری شکل p و در نیمهٔ دوم شکل q خواهد داشت.
کره ماه در نیمهٔ اول ماه‌های قمری پیش از غروب آفتاب طلوع می‌کند، و در نیمهٔ دوم پس از غروب، تا پایان ماه که پس از نیمه‌شب طلوع می‌نماید.
پیدا کردن جنوب توسط ماه: اگر خطی فرضی میان دو نوک تیز هلال ماه رسم کرده و آن را تا زمین ادامه دهید، تقاطع امتداد این خط با افق، نقطه جنوب را [در نیمکرهٔ شمالی زمین] نشان می‌دهد.
این روش جهت‌یابی چندان دقیق نیست، ولی حداقل راه‌نمایی تقریبی را فراهم می‌سازد. در زمان قرص کامل نمی‌توان از این روش استفاده کرد. وقتی ماه به صورت قرص کامل است، می‌توان به کمک حرکت ظاهری ماه (که از مشرق به طرف مغرب است) جهت‌یابی کرد.
روش‌های دیگر جهت‌یابی در شب
حرکت ظاهری ماه در آسمان از شرق به غرب است.
خوشه پروین: دسته‌ای (حدود ده تا پانزده) ستاره، به شکل خوشه انگور، در یک جا مجتمع هستند که به آن مجموعه خوشه پروین می‌گویند. این ستارگان مانند خورشید از شرق به طرف غرب در حرکتند، ولی در همه حال دُمِ آنها به طرف مشرق است.
ستارگان بادبادکی: حدود هفت -هشت ستاره در آسمان وجود دارد که به شکل بادبادک یا علامت سوال می‌باشند. این ستارگان نیز از شرق به غرب حرکت می‌کنند، و در همه حال دنباله بادبادکی آنها به‌طرف جنوب است.
کهکشان راه شیری تودهٔ عظیمی از انبوه ستارگان است که تقریباً از شمال شرقی به جنوب غربی امتداد یافته‌است. در شمال شرقی این راه باریک است، و هر چه به سمت جنوب غربی می‌رود، پهن‌تر می‌شود. هر چه به آخر شب نزدیک‌تر می‌شویم، قسمت پهن راه شیری به طرف مغرب منحرف می‌شود.
روش‌های جهت‌یابی، قابل استفاده در روز و شب
جهت‌یابی با قبله
اگر جهت قبله و میزان انحراف آن از جنوب (یا دیگر جهت‌های اصلی) را بدانیم، می‌توانیم شمال را تشخیص دهیم. مثلاً اگر در تهران ۳۷ درجه از جنوب سمت به غرب متمایل شویم (یعنی حدوداً جنوب غربی)، به طرف قبله ایستاده‌ایم. پس هرگاه در تهران جهت قبله را بدانیم، اگر ۳۷ درجه از سمت قبله در جهت عکس عقربه‌های ساعت بچرخیم، به طرف جنوب ایستاده‌ایم، و اگر ۱۴۳ درجه (۳۷-۱۸۰) در جهت عقربه‌های ساعت بچرخیم، به طرف شمال ایستاده‌ایم.
قبله را از راه‌های مختلفی می‌توان یافت:
قبله‌نما: دقیق‌ترین روش تعیین قبله، به‌وسیلهٔ قبله‌نماست، که آن هم با یک قطب‌نما انجام می‌گیرد؛ و اگر ما قطب‌نما داشته باشیم، با آن قطب را مشخص می‌کنیم!
محراب مسجد: محراب مساجد به طرف قبله‌است. در نمازخانه‌ها هم معمولاً جهت قبله مشخص شده‌است.
قبرستان: مرده را در قبر روی دست راست، به سمت قبله می‌خوابانند. پس اگر شما طوری ایستاده باشید که نوشته‌های سنگ قبر را به درستی می‌خوانید، سمت چپ‌تان قبله‌است.
دستشویی: از آنجا که قضای حاجت رو به قبله نباید باشد، معمولاً توالت‌ها را عمود بر قبله می‌سازند.
جهت‌یابی با قطب‌نمای دست‌ساز
اگر قطب‌نمایی به همراه نداشتید، ولی اتفاقاً یک سوزن یا میخ کوچک در جیبتان یافتید، این روش کمک‌کار شما در ساخت یک قطب‌نما خواهد بود. البته احتمال استفاده از آن در شرایط واقعی کم است، ولی انجام آن کاری سرگرم‌کننده‌است.
با مالش دادن یک سوزن فقط در یک جهت به آهنربا -یا حتی احتمالاً چاقوی خودتان-، یا مالیدن آن فقط در یک جهت به پارچهٔ ابریشمی یا پنبه‌ای، سوزنْ مغناطیسی یا قطبی می‌شود؛ مانند سوزن قطب‌نما. (مثلاً با ۳۰ بار مالش دادن سوزن به آهنربا از طرف خودتان به سمت بیرون، سوزن به اندازهٔ کافی خاصیت آهنربایی پیدا می‌کند. همچنین مالش سر سوزن از پایین به بالا بر پارچهٔ ابریشمی باعث می‌شود که سر سوزن نقطه شمال را نشان دهد). حتی می‌توانید آنرا در یک جهت میان موهای سر خود بکشید. توجه کنید که همیشه فقط در یک جهت مالش دهید.
حال اگر آنرا روی یک چوب‌پنبه یا پوشال کوچک قرار دهید(سوزن را به چوب‌پنبه چسب بزنید، یا درون آن فرو کنید؛ یا در دو طرف سوزن چوب‌پنبه‌هایی کوچک فرو کنید)، و روی آب (آب راکد یا ظرفی پر از آب) شناور نمایید، مانند یک قطب‌نما عمل می‌کند، و سر سوزن رو به شمال می‌چرخد. برای اینکه سمت شمال و جنوب سوزن را اشتباه نکنید، این نکته را در نظر بگیرید که -در نیمکرهٔ شمالی زمین- آن سمت قطب‌نما که تقریباً رو به خورشید و ماه است، سمت جنوب است، زیرا آنها در قسمت جنوبی آسمان قرار دارند. همچنین می‌توانید سوزن را با یک آهنربا امتحان کنید، و سپس سمت شمال را با علامتی روی آن مشخص نمایید.
روش دیگر ساخت آهنربا این است که یک میله یا سوزن آهنی یا فولادی را در جهت میدان مغناطیسی زمین تراز کنیم، و سپس آنرا حرارت داده یا بر آن ضربه وارد کنیم. حال اگر این آهنربا را روی سطحی با اصطکاک کم قرار دهیم (روی یک تکه چوب کوچک در آب شناور سازید، یا مثلاً سوزن را با یک ریسمان غیرفلزی آویزان(معلق) نمایید) قطب‌نمای ما کار می‌کند؛ یعنی میله آنقدر می‌چرخد تا در راستای میدان مغناطیسی زمین (شمالی-جنوبی) قرار گیرد.
مغناطیسی کردن سوزن با باتری: اگر سیمی را دور سوزن بپیچانید و برای چند دقیقه سر سیم را به ته باتری وصل کنید، سوزن مغناطیسی می‌شود.
به دلیل کشش سطحی آب، می‌توان سوزن را به تنهایی روی سطح آن شناور کرد. مثلاً می‌توان سوزن را روی کاغذی گذاشت، و کاغذ را روی آب گذاشت. اگر کاغذ روی آب بماند که بهتر، و اگر کاغذ در آب فرو برود احتمالاً سوزن روی آب باقی می‌ماند. اگر سوزن را با گریس یا روغنی غیرقابل‌حل در آب چرب کنید (مثلاً با مالش سوزن به موهای خود سوزن را چرب نمایید)، کار آسان‌تر خواهد شد. چرب بودن سوزن سبب می‌شود که سوزن روی سطح آب شناور بماند.