طبقه بندی طیف ستارگان

انواع طیف :

ستاره شناسان علاقه ی شدیدی به نمودارهای طیفی شدت بر حسب طول موج یک شی دارند این نمودار ها بیانگر میزان نور تولیدی در هر رنگ می باشد طیف ها بنا بر قوانین کیرشهف توضیح داده می شوند .

1 : یک جسم کدر داغ ، مانند یک گاز ( جامد ) چگال داغ طیفی پیوسته تولید می کند . یک رنگین کمان کامل از رنگها .

2 : یک گاز نامرئی داغ از خود خطهای طیفی نشر می کند . یک سری از خطهای روشن در زمینه ای تاریک .

3 : یک گاز سرد و نامرئی که در مقابل یک منبع نشر طیفی پیوسته قرار داشته باشد خطوط جذبی طیفی تولید می کند . یک سری از خطوط سیاه در زمینه ای رنگی .

این نکته قابل ذکر است که خطوط نشری مربوط به یک گاز دقیقا با خطوط جذبی مربوط به همان گاز مطابقت دارد . ( همان طور که در شکل بالا می بینید ) .

طیف های جذبی ستارگان

نوری که از خورشید به بیرون حرکت می کند همانی است که ستاره شناسان به آن طیفی پیوسته نسبت می دهند گرچه درون خورشید چگالی بالایی دارد اما هنگامی که این نور به منطقه ی کم چگال خورشید موسوم به chromosphere می رسد بعضی از رنگهای نور جذب می شوند . این اتفاق به این دلیل رخ می دهد که در آن منطقه آنقدر خنک ( نسبت به گرمای قبل ) است که الکترون ها می توانند به قید هسته در آیند و این تغییر باعث می شود تا طول موجهایی که مطابق لایه های اتمی هستند جذب شوند ( و سپس الکترون ها از نو در جهت هایی تصادفی پخش شوند ) پس هنگامی که ستاره شناسان طیف نور دریافتی از خورشید را بررسی می کنند خطوط جذبی متعلق به لایه ی chromosphere را می بینند .

می توانید در این شکل توضیحات بالا را ببینید .

OBAFGKM

ستاره شناسان یک سیستم طبقه بندی برای خطوط جذبی ابداع کردند که در 7 طبقه بندی قابل تشریح است که هر کدام به 10 قسمت دیگر تقسیم می شوند . برای به خاطر سپردن این 7 طبقه بندی سایت astro.unl.edu این جمله را پیشنهاد می کند :  Oh, Be, A Fine Girl/Guy, Kiss Me! بله ، جالب بود ؟!!

اما بر طبق خطوط جذبی این طیف به ما در مورد دمای سطح ستاره می گوید . یک نگاه کوتاه به شکل پایین به ما می گوید که در قسمت B و O خطوط جذبی کمتری داریم یعنی در این قسمت ما اتم های ساده تری داریم و بنابر این در این قسمت دمای بالایی حکم رانی میکند و هر چه به سمت خطوط جذبی بیشتری می رویم از سادگی اتم ها کاسته شده و دمای پایین تری داریم .

  NOAO/AURA/NSF

Annie Cannon

در اوایل قرن بیستم بیشتر کارهای طیف سنجی در دانشگاه هاروارد به انجام رسید . شخصیت برجسته ی این داستان Annie Jump Cannon بوده است او به عنوان دستیار Edward C. Pickering  در بخش پایگاه رصدی در سال 1890 برای طبقه بندی طیف ها به هاروارد آمد او به سرعت در این رشته خبره گشت و توانست بیش از صدها ستاره را در ساعت در این طبقه ها قرار دهد . او این طبقه بندی ها را برای هزاران ستاره انجام داد .

تصویری از خانمAnnie Cannon 

منحنی های پلانک

نمود بیشتر ستاره در درون آن است و طیف پیوسته ی مربوط به آن . طیف پیوسته ی درون ستارگان مربوط به هر دما توسط ماکس پلانک و منحنی او توضیح داده شد . ذکر این نکته ضروری است که هر چه دما افزایش پیدا کند مقدار کل انرژی نوری ( سطح زیر نمودار ) افزایش یافته و طوج موجها به سمت کم شدن می روند .

منحنی پلانک مربوط به جسم سیاه

درخشندگی

درخشندگی یعنی میزان کل انرژی ای که یک ستاره در عرض یک ثانیه منتشر می کند که این مقدار به شعاع و دمای سطحی ستاره بستگی دارد . حال به محاسبه می پردازیم

1 : هر قطعه یا هر المان از سطح یک ستاره چقدر انرژی منتشر می کند ؟ قانون استفان بولتزمن به ما کمک می کند و عبارت   را به ما می دهد .

2 : کل سطح یک ستاره چقدر است ؟  

پس درخشندگی بدست می آید :  که در سیستم نجومی ثابت ها 1 در نظر گرفته می شوند . برای مثال اگر ستاره ای با دمای سطح خورشید 2 برابر خورشید شعاع داشته باشد داریم

حال با استفاده از سیستم نجومی زیر می توانید درخشندگی ستارگان را با دادن شعاع آن نسبت به خورشید و دانستن رده ی طیفی آن بدست آورد .

http://akhtarphysic.persiangig.ir/other/stellarluminosity.swf

و با استفاده از سیستم زیر نیز می توانید تقریبا درخشندگی آن را مقایسه کنید .

http://akhtarphysic.persiangig.com/other/starColorSlider.swf

منبع : astro.unl.edu

مترجم : رضا نادری