آرشیو مطالب پگاسوس
» آرشیو تاریخ 10/11/1385 (عنوان مطلب آموزشی : " تعیین طیف نمایی دمای ستارگان (2) - قسمت دوم و پایانی ")
.:: بازگشت به صفحه اصلی پگاسوس
----------------------------------------------------------------------------------
عنوان بحث: تعیین طیف نمایی دمای ستارگان(2)
با اندازه گیری دقیق رنگ یک ستاره که با تعیین قدر آن در طول موجهای مختلف به طریق عکاسی عملی میشود، میتوان دما را به دست آورد. برای بیشتر ستارگان کافی است که طول موجهای اپتیکی آنها را که از میان جو زمین به ما میرسند اندازه گرفت.
برای مثال در یکی از رایجترین سیستمهای رنگ که برای این منظور به کار گرفته میشود، اندازه گیری ها در فرابنفش(Ultraviolet)، آبی (Blue) و بخش زرد(V) طیف انجام میگیرد. این سیستم به اختصار UBV نام دارد و مقیاس های آن به روشهای خاص از روی طیف ستارگان استاندارد ویژهای تعریف شده است و ستارگان دیگر را با نور سنجی دقیق میتوان با آنها مورد مقایسه قرار داد. اگر ستاره ای در U بسیار نورانیتر از B و در B نورانیتر از V باشد، نتیجه می گریم که در طول موجهای کوتاه تر بیشتر از طول موجهای بلند تر نور گسیل میکند. مقدار این اختلاف را می توان با منحنیهای پلانک مقایسه کرد و دما را به دست آورد.
برای مثال ستاره پرنور سماک اعزل(نورانیترین ستاره در صورت فلکی سنبله) ستاره بسیار داغی است که ماکزیمم نورانیت آن در فرابنفش دور است، یعنی حتی در ورای ناحیه طول موجهای U که می توان از زمین اندازه گرفت. رنگهای اندازه گیری شده این ستاره را می توان با منحنیهای مختلف جسم سیاه تطبیق داد که با این کار، دمای ستاره تقریبا 20،000 کلوین محاسبه شده است.
از سوی دیگر، آلفا جبار، که ابط الجوزا نامیده میشود، در فروسرخ ماکزیمم نورانیت را دارد و با صافی V بسیار درخشان، با صافی آبی کم نور، و در طول موجهای فرابنفش بسیار کم نور دیده می شود. رنگهای اندازه گیری شده ابط الجوزا مشابه منحنی جسم سیاهی با دمای حدود پاین3000 کلوین است. در دماهای پایینتر، خطوط دیگری خود را نشان می دهند. برای مثال خطوط کلسیم یونیده، آهن یونیده و فلزات دیگر ظاهر میشوند.
در ستارگانی مانند خورشید که دما حدود 5،800 کلوین است، تعداد خطوط اتمهای خنثی بسیار بیشتر از حالتی دیده میشود که دما بالاست و فقط خطوط هلیوم و هیدروژن واضح و برجسته هستند. در ستارگان سردتر، این خطوط اتمی خنثی با خطوط مولکولهایی مانند سیانوژن و CH پیوند می یابند. در ستارگان بسیار سردتر، خطوط مولکولی بسیار واضح اند که خط اکسید تیتانیوم و در برخی از ستارگان خط کربن مولکولی از آن جمله است.
اختر شناسان روشهایی یافتند که میتوانند با استفاده از نسبت شدت های خطوط مشخصی در طیف، دمای ستاره را تعیین کنند. یک سیستم دره بندی طیف، این اندازه گیری کمی را توصیف میکند و به عنوان روشی ساده برای تفکیک ستارگان به رده هایی که معرف دماهای گوناگون هستند به کار میرود.
پایان