نجوم و اختر شناسی

نحوه تشكيل منظومه شمسي خورشيد ما كمي بيش از چهار و نيم ميليارد سال پيش تشكيل شده است. خورشيد ما نيز مثل هر ستاره ديگري در جهان به شكل توده در هم پيچيده اي از ابرهاي گازي كه عمدتا از هيدروژن و هليم تشكيل شده بود به وجود آمده اما خرده ريزه هايي كه از انفجار ساير ستاره ها باقي مانده بودند، غبارهاي بسيار ريز كيهاني كه از عناصر سنگين تر همانند كربن، اكسيژن، آلومينيوم، كلسيم و آهن تشكيل شده بودند، نيز در سرتاسر اين ابرها پراكنده بودند. اين ذرات گرد و غبار كه حتي از ذرات غباري كه لبه پنجره مي نشيند، كوچك تر است، به عنوان نقاط تجمع در سحابي خورشيدي عمل مي كند. ساير موارد از جمله يخ، دي اكسيد كربن منجمد، دور اين نقاط گردهم مي آيند و بدين ترتيب اين ذرات كم كم بزرگ و بزرگ تر شده و به اجرامي به اندازه يك دانه شن، يك صخره و نهايتا يك تخته سنگ تبديل مي شوند. طي چند ميليون سال، تريليون ها تريليون قطعه يخي، سنگ ريزه و اجرام فلزي در اطراف خورشيد جوان گردهم مي آيند. طي ربع ميليارد سال بعد بسياري از اين اجسام در يكديگر ادغام شده و بدين شكل سيارات بزرگ ، اقمار، سيارك ها و اجرام موجود در كمربند كوئيپر به وجود مي آيند. (براي كسب اطلاعات بيشتر مي توانيد به مقاله tightening our kuiperbelt كه در شمار فوريه 2003 نشريه Natural History به چاپ رسيده است مراجعه كنيد.) اجرام كوچكتري كه حول خورشيد در حال چرخشند، طي مدت هاي طولاني كه از تشكيل آنها گذشته است، چندان تغيير نكرده اند.
بعضي وقت ها يكي از اين قطعات سرگردان كه باقيمانده هاي تشكيل سيارات محسوب مي شوند با سطح زمين برخورد مي كنند. هنگامي كه قطعات با زمين برخورد كنند، شهاب سنگ ناميده مي شوند. مجموعه داران شهاب سنگ ها را برحسب ميزان جلب توجهشان قيمت گذاري مي كنند، اما اخترشناسان اين اجرام را با توجه به تاريخ شان ارزش گذاري مي كنند. همانطور كه سنگواره هاي گياهان و جانوران، داستان حيات در زمين را ثبت مي كنند، اين اجرام نيز داستان منظومه شمسي را در سال هاي اوليه آن ثبت كرده اند. بعضي اوقات نيز اين امكان وجود دارد كه از آنها براي بررسي تاريخ شكل گيري منظومه شمسي استفاده كنيم. در تحقيقات جديد كه توسط شوگوتاچيبانا (Shogo Tachibana) و گري هاس (gary Houss) در دانشگاه ايالتي آريزونا انجام شده است نيز دقيقا همين كار صورت گرفته است؛ يعني آنها با بررسي آهن راديواكتيو - يا به عبارت بهتر - تحقيق روي دوتا از قديمي ترين شهاب سنگ هاي شناخته شده، توانستند گام ديگري به شناخت حوادثي كه به تولد خورشيد منجر شد، بردارند. آهن موجود در زمين راديواكتيو نيست، يا حداقل در حال حاضر راديواكتيو نيست. بيش از 90 درصد آهني كه در زندگي روزمره با آنها سروكار داريم، از جمله آهني كه در ساختمان ها به كار مي رود يا آهن موجود در كلم بروكسل و خون، حاوي 26 پروتون و 30 نوترون است. ساير اتم هاي آهن نيز حاوي 28، 31 يا 32 نوترون است. انواع مختلف يك عنصر كه ايزوتوپ ناميده مي شوند، توسط اختلافي كه در تعداد نوترون هاي هسته آنها وجود دارد، از يكديگر متمايز مي شوند، اما براي نامگذاري آنها مجموع تعداد نوترون ها و پروتون هاي هسته ذكر مي شود؛ بنابراين انواع مختلف آهن به صورت آهن 56 يا آهن 58 و غيره نامگذاري مي شود.
تمام اين ايزوتوپ هاي آهن از لحاظ راديواكتيوي پايدارند. ايزوتوپ هاي ديگري نيز از آهن وجود دارند اما پايدار نيستند. طي زمان اتم هاي سازنده ايزوتوپ هاي ناپايدار به طور خودبه خود ذرات زير اتمي را از هسته خود منتشر مي كنند. اين فرآيند (كه تلاشي هسته اي ناميده مي شود) باعث تغيير در تعداد پروتون ها و نوترون هاي موجود در هسته مي شود و بدين ترتيب يك ايزوتوپ به ايزوتوپ ديگر يا حتي به عنصر متفاوت ديگري تبديل مي شود. در نهايت نيز ايزوتوپ ناپايدار مورد نظر از بين مي رود. از سرعت تلاشي راديواكتيو مي توان به عنوان ساعتي براي تعيين زمان حوادث مهمي كه در تاريخ زمين يا منظومه شمسي روي داده است، استفاده كرد. حداقل به طور نظري، مي توان به اندازه گيري نسبت ايزوتوپ هاي راديواكتيو ويژه به محصولات پايداري كه طي تلاشي بعضي عناصر به وجود مي آيد، دريافت كه از زماني كه جسم آخرين بار از گونه هاي راديو اكتيو غني شده است، چه مدت زماني مي گذرد با توجه به اين نكته كه هركدام از ايزوتوپ هاي راديواكتيو با سرعت ثابتي كه ويژه آن ايزوتوپ است، تجزيه مي شود، سرعت تجزيه را مي توان بر حسب مفهوم «نيمه عمر بيان كرد. نيمه عمر نشان دهنده مدت زماني است كه طول مي كشد يك ايزوتوپ ويژه تجزيه شده و به ايزوتوپ پايدارتر خود تبديل شود. اندازه گيري هايي كه با استفاده از ايزوتوپ هاي با عمر كوتاه همانند كربن 14 كه داراي نيمه عمر حدود 700/5 سال است، مي تواند تاريخ آثار تمدن هاي اوليه بشري را كه در تحقيقات باستانشناسي به دست مي آيد، نشان دهد.
اما اندازه گيري هاي صورت گرفته توسط ايزوتوپ هاي با نيمه عمر طولاني تر، همانند اورانيم 238 كه نيمه عمري حدود 5/4 ميليارد سال دارد مي توانند تاريخ تشكيل صخره ها، سيارات و ستارگان را بيان كنند. آهن 60 كه ايزوتوپ راديواكتيو با نيمه عمر حدودا 5/1 ميليون سال است طي انفجارهايي كه در ستارگان بسيار سنگين يا ابر نواختر (Supernova) روي مي دهد، به وجود مي آيد. از آنجايي كه منشا اين ايزوتوپ منحصر به فرد است، مي توان از اين خاصيت مفيد براي درك رويدادهاي كيهاني استفاده كرد. تاجيبانا و هاس نسبت ايزوتوپي حدود ده نمونه كوچك كه از دو شهاب سنگ قديمي تهيه شده بود را اندازه گيري كردند. اين دو جرم كه به خاطر مكاني كه در آن يافت شده اند، بيشانبور و كريمكا ناميده مي شوند (اولي در هند و دومي در اوكراين به دست آمده اند) به دسته اي از اجرام تعلق دارند كه طي چند ميليون سال تولد خورشيد تشكيل شده اند. تمام آهن 60 موجود در دو نمونه شهاب سنگ مدت ها پيش از بين رفته و به كبالت 60 راديواكتيو تبديل شده است. كبالت 60 راديواكتيو هم به نوبه خود به اتم پايدار نيكل 60 تبديل شده است.
تاجيبانا و هاس با آزمايشاتي كه روي ذرات مواد معدني موجود در شهاب سنگ ها انجام دادند، دريافتند مقدار اضافي قابل توجهي از نيكل 60 در نمونه موجود است كه اين نكته نشان دهنده آن است كه آهن 60 زماني در اين نمونه ها وجود داشته است. اين محققين با استفاده از ساير عناصر و ايزوتوپ ها، به عنوان ساعت مرجع تاريخ آهن 60 را رديابي كرده و دريافتند كه در سحابي خورشيدي اوليه به ازاي هر يك ميليارد (109) اتم پايدار آهن 56 حدود 300 اتم آهن 60 داشت. شايد اين عدد بسيار كوچك به نظر برسد اما بايد گفت اين عدد ده برابر نسبت ايزوتوپ هايي است كه فعلا در گازهاي بين ستاره اي كهكشان راه شيري وجود دارد. اين مقدار اضافي از آهن 60 درابتداي تشكيل منظومه شمسي رازهاي زيادي در مورد منشا كهكشان ما بيان مي دارد.
اخترشناسان مي دانند كه خورشيد از ابرگازي شكلي حاصل شده است. علاوه بر آن مي دانيم كه عاملي باعث شده است تا اين توده ابر به چنان چگالي براني برسد كه به تشكيل خورشيد منجر شده است. اما پرسش اين است كه آن حادثه اوليه چه بوده است؟ طبق مدلي كه پيش از اين ارائه شده است، امواج انفجار ناشي از ابر نواخترها مظنون اصلي اين رويداد است. ميزان آهن 60 موجود در اين دو شهاب سنگ قديمي دلايل جديدي در تأييد اين نظر فراهم مي كند. احتمالا لايه هاي در حال انبساط مواد ستاره اي كه حاوي اتم هاي آهن 60 حاصل از انفجار ابر نواخترها بودند، هسته هاي اوليه ابرهاي خورشيدي را تشكيل دادند و به همين دليل حاوي اين ساعت هاي آهن راديواكتيو هستند. در همان زمان، نيروي اوليه لازم براي تشكيل خورشيد منظومه شمسي و نهايتا زمين فراهم شده است.

میـــرا متغیرهای میرا ستارگان غول قرمز سردی هستند. در نمودار HR چنین ستارگانی در بخش با درخشندگی بالا ی شاخه مجانبی غول(AGB) و در حوالی متغیر های نیمه منظم یافت می شوند.
بیش از چهارصد سال پیش هنگامی که یک منجم آماتور هلندی به نام« دیوید فابریسیوس» در حال جستجوی عطارد بود، متوجه ستاره پرنوری شد. او رصد خود را از۳ تا ۲۱ آگوست ۱۵۹۶ ادامه داد. در این مدت درخشندگی ستاره از قدر ۳ به۲ افزایش یافت. وی در ماه بعد متوجه کم نورشدن آن شد و در اکتبر همان سال این ستاره عجیب از نظرها پنهان شد. در ابتدا ، فابریسیوس فکر کرد که شاهد یک « نواختر» است تا اینکه در۱۵ فوریه ۱۶۰۹ دوباره آن را مشاهده کرد. «ژوهان بایر» در اطلس ستاره ای خود که در سال۱۶۰۳ منتشر شد، آن را اومیکرون و از قدر چهارم نشان داد. «جان هولواردا» به بررسی این ستاره متغیر پرداخت و در سال۱۶۳۸ دوره تناوب آن را یازده ماه تعیین کرد. این اولین بار بود که دوره تناوب یک متغیر بلنددوره اندازه گیری می شد. افسوس که فابریسیوس زنده نبود تا شاهد کشف با اهمیت خود باشد. در سال ۱۶۴۲،« ژوهانس هولیوس» این ستاره متغیر را به دلیل تغییرات عجیبش ، میرا(شگفت اختر) نامید. میرا پرنورترین و جذابترین متغیر بلنددوره آسمان است.
دوره تناوب این متغیر تقریبا"۳۳۲ روز و تغییرات درخشندگی آن از قدر ۳ تا ۹ است. تغییرات درخشندگی میرا ثابت نیست و بین دوره های مختلف آن اختلافاتی وجود دارد. بطوریکه گاهی اوقات پرنورتر بوده است. در سال۱۷۷۹ ، «ویلیام هرشل» درخشندگی میرا را در هنگام اوج معادل دبران(قدر۰/۸۵) تعیین کرد. او رنگ آن را مانند مو-قیفاووس، قرمز یاقوتی ذکر کرده است. در بعضی سالها نیز میرا در اوج درخشندگی از قدر۵+ گزارش شده است. اما آیا واقعا" فابریسیوس اولین کسی بود که میرا را دید؟ مطالعات تاریخی نشان می دهد که ابرخس در ۱۴۳سال پیش از میلاد ، رصدگران چینی در۱۰۷۰ م. و احتمالا" رصدگران کره ای در سال۱۵۹۲ این ستاره را مشاهده کرده اند.
در چند مورد دیگر نیز گزارشهایی از مشاهده متغیر های مشابه ای (R-اسد، R-شجاع ) نیز موجود می باشدکه از آنها به عنوان «ستاره مهمان» یاد شده است. هر چندکه به دلیل دقت کم نقشه های آنها و نبودن یک مختصات مناسب با اطمینان نمی توان این گفته را تایید کرد. میرا در فهرست ستاره ای بطلمیوس و کتاب صورالکواکب عبدالرحمان صوفی وجود ندارد. در زمانی که آنها به رصد و ثبت ستاره های قیطس می پرداختند، میرا با چشم غیر مسلح مشاهده نمی شده است.
رصد های تلسکوپ فضایی هابل قطر زاویه ای حدود۶۰ میلی ثانیه را برای میرا تعیین می کند. این نشان می دهد که قطر واقعی آن حدود۷۰۰ برابر قطرخورشید می باشد! میرا ستاره سردی است ، دمای سطحی آن بین ۲۵۰۰ تا ۱۹۰۰ درجه کلوین متغیر می باشد. میرا ستاره دوتایی نیز است. همدم آبی رنگ آن در سال۱۹۲۳ در رصدخانه لیک کشف شد. فاصله زاویه ای آن از میرا ۰/۹ ثانیه قوسی و دوره مداری آن ۴۰۰ سال اندازه گیری شد. با توجه فاصله ۴۰۰ سال نوری آنها از ما، فاصله واقعی این دو هدم از یکدیگر حدود۷۰۰ واحد نجومی است.احتمالا" این همدم یک کوتوله سفید می باشد. مطالعات جدید نشان می دهد که این همدم تغییرات قدری از ۹/۵ تا ۱۲دارد.از دید ما فاصله این دو همدم تغییر می کند و اکنون فاصله زاویه ای آنها ۰/۱ ثانیه قوسی است. میرا آنقدر معروف است که دسته ای از ستارگان متغیر بلند دوره دوره ای به همین نام شناخته می شوند.
● متغیرهای میـراگونه :
متغیرهای میرا ستارگان غول قرمز سردی هستند. در نمودار HR چنین ستارگانی در بخش با درخشندگی بالا ی شاخه مجانبی غول(AGB) و در حوالی متغیر های نیمه منظم یافت می شوند. در مقایسه با خورشید، متغیر های میرا گونه عموما" ستاره هایی با شعاع بزرگتر، دما و گرانش سطحی پایین تر ی محسوب می شوند. به دلیل گرانش سطحی کم ، جو خارجی آنها پیوند ضعیفی با ستاره دارند. اصولا" متغیر های میرا از رده طیفی S , M هستند و دوره تناوب تغییرات آنها ۸۰ تا ۱۰۰۰ روز است.
این متغیرها در محدوده مرئی دارای تغییرات بیش از ۲/۵ قدر هستند. تغییرات مشاهده شده در درخشندگی متغیر های میرا به دلیل تپش آنها می باشد. این ستار ها جرمی در حدود جرم خورشید دارند اما جرم قابل توجهی( ۶-۱۰ تا ۷-۱۰ جرم خورشیدی) را از دست می دهند و باعث بوجود آمدن پوسته های پیرا ستاره ای بزرگی در اطراف ستاره می شوند.این ستاره ها در هسته خود هلیوم می سوزانند و شاخه AGB را طی می کنند.مرحله AGB فاز پایانی تحول بسیاری از ستارگان رشته اصلی است. وقتی این گونه ستاره به مرگ خود نزدیک می شود با سرعت زیادی جرم از دست می دهد و به سحابی سیاره نما و در نهایت به کوتوله سفید تبدیل می شود.تصاویر تلسکوپ هابل نشان داد که تعدادی از ستارگان میراگونه کروی نیستند بلکه تخم مرغی هستند.
به دلیل تغییرات زیاد درخشندگی این متغیر ها رصد آنها نسبتا" آسان است. به همین دلیل از سال۱۸۹۹ هیچ متغیر میراگونه ای با چشم غیرمسلح کشف نشده است. از آنجاییکه دوره تناوب آنها بلند است شرایط نا مناسب جوی جندان مشکلی ایجاد نمی کند و می توان هر هفته یا ده روز به رصد آنها پرداخت. ستاره متغیر میرا در اوایل مرداد امسال به بیشترین در خشندگی خود رسید و اکنون در حال کم نورشدن است و احتمالا" در اوایل پاییز از قدر ۵-۶ است. تغییرات درخشندگی آن طوری است که با یک دوربین دوچشمی کوچک نیز می توان آن را پیگیری کرد. اگر تا کنون یک متغیر بلند دوره را رصد نکرده اید ، میرا انتخاب درستی برای شروع کار می باشد.

امیر حسن زاده

خطرات ابر نو اختر ها زندگی هر ستاره ابر غول دارای بیش از ۱۰ جرم خورشیدی در انفجاری عظیم به نام ابرنواختر پایان می یابد.
زندگی هر ستاره ابر غول دارای بیش از ۱۰ جرم خورشیدی در انفجاری عظیم به نام ابرنواختر پایان می یابد. در ابتدا به چگونگی شکل گیری و تشکیل یک ابر نو اختر می پردازیم .
● تشکیل ابرنو اختر :
زندگی هر ستاره ابر غول دارای بیش از ۱۰ جرم خورشیدی در انفجاری عظیم به نام ابرنواختر پایان می یابد. این انفجار آنچنان پر انرژی است که شاید از کهکشان کاملی با میلیاردها ستاره، درخشنده تر شود. شاید تا مدتی از دید ناظر زمینی این ابر نواختر به صورت ستاره تازه و خیلی درخشان به نظر برسد. اگر از این انفجار، هسته ای با ۴/۱ الی ۳ جرم خورشیدی بجای ماند، هسته کوچک می شود و ستاره نوترونی تشکیل می دهد. اگر جرم هسته از ۳ جرم خورشیدی بیشتر باشد، جاذبه آن را وا می دارد که بیشتر منقبض شود تا حفره سیاه تشکیل بدهد.
● انرژی ابرنواختر :
انرژیی که از انفجار هر ابرنواختر آزاد می شود، می تواند دهها هزار سیاره نظیر زمین را ویران کند. همگی ابرنواختر ها ویرانگر نیستند، ولی این انفجارها عناصر بوجود آمده در درون ستارگان را در فضای میان ستاره ای منتشر می کنند تا در انجا به ستارگان و سیارات تازه تبدیل شوند. اتم های کربن که بخشی از مولکولهای تشکیل دهنده اکثر غذاها و بدنمان هستند، برای نخستین بار در داخل ستارگان ایجاد شده اند. اگر چه ابر نواختر ها حوادث نادری هستند .آنها خیلی قوی هستند و می توانند بر زندگی روی سیاراتی که نزدیک ستارگان دور می زنند تاثیر بگذارند . در حقیقت انفجارات ابر نو اختر ها در مدت ها قبل ممکن است بر روی آب و هوای زمین و تحول زندگی تاثیر گذارده باشند .اگر ابرنواختری حدود ۵۰ سای نوری اتفاق بیافتد بشر اجبار داردکه سطح را رهاکرده ودر زیر زمین حداقل برای چند دهه زندگی کند .
انفجار پرتوهای گاما و ذرات پر انرژی از انفجار ابرنواختر ها میتواند اشکال زندگی بسیاری را بکشد و موجب ضرر و زیان ژنتیکی در دیگران شود .تنها راه جلوکیری از این تابش جابجایی جمعیت در داخل تونل های زیرسطح زمین خواهد بود. ابته اگر یک ابر نو اختر صورت بگیرد ما فرصت کافی برای حفر تونل را نداریم . حتی اگر ما به مدت طولانی در تونل ها برای رادیواکتیو روی سطح زمین زنده بمانیم نبایستی زمین را دوست داشته باشیم هنگامی که در القاء متقابل ژنتیکی که توسط رادیو اکتیویته می توانست زندگی گیاه و حیوان را به طور جدی اصلاح کند.غذا های اساسی بشر شیر کره تخم مرغ گندم سیب زمینی کاهو و گوشت و سبزیجات و... که در شکل های مختلف می باشند .
غذا های دریایی صرفاً از اقیانوس به عمل می آید و زندگی گیاهی که باید همچنین اصلاح شود یا توسط انفجار ابرنواختر محلی صدمه ببیند حتی اگر زندگی سطحی تابش را نگه دارد آن به لایه های بالاتر ظریف جو مان که باید آب و هوا را یه طور بر جسته اصلاح کند صدمه می زند . ابرنواختر های محلی پیشنهاد شده اند به عنوان یک علت ممکن برای تغییرات آب و هوای اتفاقی و خاموشی ها در گذشتۀ کرۀ زمین . امکان دارد که هرچند صد میلیون سال یک ابر نو اختر نزدیک به زمین اتفاق بیافتد.چنین انفجاری پیشنهاد شده است به عنوان یک بیان نظری از خاموشی دایناسور ها.
پس ما به نظر میرسد که برای لحظه ای نسبتاً امن باشیم . هیچ ستاره ای داخل ۵۰ سال نوری شناخته نشده است که یک غول سنگین قابل انفجاری مانند یک ابرنواختر باشد . یک داوطلب، ستارۀ متغییر ویژه اتاکارینا(eta carina) می باشد که به طور ضعیفی درک شده است اما بعضی از ستاره شناسان پیشنهاد می کنند که آن یک ستارۀ سنگینی که در حال کاهش بسته اش می باشدو به فرو ریزش نهائی اش در چند میلیون سال آینده نزدیک می شود .در فاصلۀ ۳۷۰۰ سال نوری ما بایستی صدائی داشته باشیم ، اگر چه از قرار معلوم جایگاه مطمئنی است .البته ، یک کوتلۀ سفید ، در حال سرد شدن لبه حد چاندراسکار را میبیند که می تواند فرو ریزش کند و یک انفجار ابرنواختر نوع ۱ را تولید کند .حتی یک کوتولۀ نزدیک کاماً ضعیف خواهد بود و بنابر این بایستی بدون هیچ توجهی وجود داشته باشد تا اینکه فرو ریزش کند .
سی بی کارینا یک محل برجسته ای از شکل گیری ستاره است . گاز به توسط تعدادی از ستارگان روشن داغ تحریک شده است که یکی از آنها خود اتای کارینا ظاهراً سنگین ومتغیر است.بعضی از ستاره شناسان گمان می کنند که آن در چند میلیون سال آینده ابرنواختر خواهد شد.

محمد کرمی

سراب كيهاني با وجود پيشرفت‌هاي زيادي در زمينه كيهان شناسي ، معمايي كه هنوز هم حل نشده ، مقدار چگالي ماده موجود در جهان است. چون قسمت نامشخصي از ماده بصورت نامرئي است، امكان دستيابي به مقدار آن براي اخترشناسان تقريبا غير ممكن است. ولي اخيرا آنها پديده تازه‌اي كشف كرده‌اند كه نويد روشن كردن بسياري پرسشها را پيرامون مقدار تام ماده مرئي و نامرئي در كائنات و پراكندگي آن را در فضا به ما مي‌دهد. اين كشف عبارتست از پديده سرابهاي جاذبه‌اي.
سرابهاي گرانشي
"سرابهاي جاذبه‌اي" زماني حاصل مي‌شوند كه دو ستاره يا بيشتر كه در فاصله‌هاي متفاوتي از زمين واقع شده‌اند، بصورت كامل با كره زمين روي يك خط قرار گيرند و بنظر برسد كه در آسمان باهم برخورد كرده‌اند. روشنايي دورترين ستاره براي رسيدن به ما بايد از ميدان گرانشي نزديكترين ستاره بگذرد و در اين عبور منحرف مي‌شود. اين انحراف روشنايي يك تغيير شكل و حتي نوعي تكثير تصوير از ستاره پديد مي‌آورد.
پيش بيني سراب جاذبه‌اي
آلبرت انيشتين در سال 1936 با استفاده از نسبيت عمومي نشان داد كه اگر از ديد ناظر رصد كننده ، دو ستاره با كره زمين روي يك خط قرار گيرند، دورترين ستاره علاوه بر تصوير عادي خود كه يك نقطه است، تصوير ديگري به شكل يك حلقه نوراني در اطراف آن نقطه روشن ، پيدا خواهد كرد. اين حلقه نوراني ، نوعي سراب كيهاني و نوعي توهم بصري است زيرا در عالم حقيقت وجود ندارد. آلبرت انيشتين همخط شدن دو ستاره با زمين را امري بسيار غير محتمل مي‌دانست و اين پديده را فقط بصورت تئوري ارايه داده بود.
عدسي گرانشي
در پديده سراب كيهاني ، ستاره نزديكتر كه قوه جاذبه آن ، روشنايي ستاره دورتر را منحرف مي‌كند، "عدسي جاذبه‌اي" ناميده مي‌شود. اين ستاره مانند عدسي عينك ، روشنايي ستاره را منحرف مي‌كند تا سراب جاذبه‌اي را پديد آورد. يك سال بعد از ارايه نظريه آلبرت انيشتين ، "فريتز زوايكي" همان كسي كه موضوع ماده نامرئي را مطرح كرد با قبول تئوري آلبرت انيشتين ، به جاي ستاره‌ها ، كهكشانها و انبوه‌هاي كهكشاني را به عنوان عدسي گرانشي پيشنهاد كرد.
كشف سراب كيهاني
42سال بعد از ارائه اين نظريات ، در سال 1979 يك جفت كويزار اجسام ستاره مانند بسيار دور كشف شد كه خيلي به هم نزديك و شبيه بودند. فيزيكدانان بر اين اعتقاد شدند كه اين شباهت حيرت انگيز حاصل تصادف نيست، يكي از اين كويزارها مي‌تواند سراب گرانشي كويزار ديگر باشد، ولي در اين مورد بايد عدسي گرانشي آنرا هم كشف مي‌كردند.
پس از رصدهاي دقيق ، كهكشاني كشف شد كه روي يكي از كويزارها قرار گرفته بود. بدين ترتيب نخستين سراب كيهاني كشف شد. در واقع آنچه ديده مي‌شد يك كويزار بيش نبود، و كهكشاني كه بين اين كويزار و زمين بصورت هم خط واقع شده بود، به عنوان عدسي گرانشي عمل كرده و دومين كويزار را بصورت سراب پديد آورده بود. پس از آن سرابهاي ديگري نيز كشف شد. حتي حلقه‌هاي نوراني كه آلبرت انيشتين پيش بيني كرده بود در جهت انبوه‌هاي كهكشاني ديده شدند.
رابطه بين سراب كيهاني و ماده نامرئي
يك سراب كيهاني ، حاصل و نتيجه تداخل عمل پيچيده ميان روشنايي يك جسم نوراني سماوي «ستاره ، كويزار ، كهكشان يا انبوه كهكشانها) و ميدان گرانشي يك عدسي گرانشي است. ميدان جاذبه به توده تمام ماده (مرئي يا نامرئي) و تقسيم پراكندگي فضايي آن در عدسي بستگي دارد. از طرف ديگر ، مسير روشنايي نيز تحت تاثير ميدان جاذبه گرانشي تمام مواد بين كهكشاني (مرئي يا نامرئي) است كه مي‌تواند ميان جسم نوراني و عدسي و ميان عدسي و زمين وجود داشته باشد.
بنابراين سرابهاي كيهاني قادرند مارا نه تنها در مورد توده نامرئي در عدسيها ، بلكه درباره فضاي ميان كهكشاني نيز آگاه سازند. ولي يافتن سرابهاي كيهاني كار آساني نيست و مقدار سرابهايي كه تا كنون يافته شده‌اند، انگشت شمار مي‌باشند. اين كميابي دليل آنست كه فضاي ميان كهكشاني نمي‌تواند پر از سياهچاله‌هاي يك تكه توده‌دار (حدود يك ميليارد برابر توده خورشيد) باشد، زيرا اين سياهچاله‌ها عدسيهاي گرانشي بسيار خوبي هستند. فيزيكدانها اميدوارند با كشف سرابهاي كيهاني ، بيشتر اسرار توده نامرئي كائنات را آشكار كنند.

دانشنامه رشد