گروه نجوم پرساووش

دوشنبه ٢٩ مهر ،۱۳۸٧ - علی ناصری | لینک دائم | پيام هاي ديگران () |

خیام در فضا:

مطالعه در کائنات و نجوم به انسان وسعت دید میدهد و عظمت آفرینش را به او می شناساند.

مهندس احمد دالکی یکی از پیشکسوتان نجوم در ایران در بزرگداشت روز ملی حکیم عمر خیام نیشابوری مقاله ای با عنوان خیام در فضا مطرح کرد که شما را با بخش هایی از این مقاله آشنا می کنیم...

یکی از نمونه های برجسته در کارهای علمی خیام تنظیم تقویم جلالی است.وی برای مضامین خاص خود که توسط جرالد در 150 سال پیش ترجمه شد در جهان شهرت یافت .

ادوارد فیتز جرالد Fitzgerald Edward شاعر و نویسنده و متفکر انگلیسی و مترجم رباعیات خیام 31 مارس1809 در منطقه سافولک انگلستان دیده به جهان گشود.ترجمه رباعیات خیام از فارسی به انگلیسی از مهمترین کارهای ادبی قرن 19 به شمار می رود.

وی 74 سال عمر کرد وآثار دیگری هم دارد ولی شهرت وی برای ترجمه رباعیات خیام است که در ذهن خوانندگان غربی این رباعیات موثر واقع شده است و ترجمه رباعیات خیام هنوز تجدید چاپ می شود.

آگاهی و احترام غربی ها از دو جنبه جالب است ابتدا اینکه در سال 1892 انجمنی در لندن با عنوان باشگاه نجوم خیام تاسیس شد و در سال بعد از آن 1893 اعضای این باشگاه دو عدد بدنه گل سرخ را که از محل مقبره خیام آورده شده بود بر سر قبر جرالد گذاشتند.

در سال 1997 (ناسا) مجموعه نفیسی از اجزای منظومه شمسی(شامل آخرین عکس های ستارگان و سیارات و...) را منتشر کرد و برای نام گذاریعطارد و زهره و مریح و 29 عضو منظومه شمسی از نام پنج هزار و 86 نفر از عالمان و هنر مندان و فلاسفه از سراسر جهان استفاده شد.

جالب اینکه تعداد اسامی دانشمندان ایرانی به بیش از 20 نفرمی رسید که از جمله آنها خیام نیشابوری بود.

نویسنده:

علی ناصری

یکشنبه ۱٠ شهریور ،۱۳۸٧ - علی ناصری | لینک دائم | پيام هاي ديگران () |

خیام در فضا:

مطالعه در کائنات و نجوم به انسان وسعت دید میدهد و عظمت آفرینش را به او می شناساند.

جالب اینکه تعداد اسامی دانشمندان ایرانی به بیش از 20 نفرمی رسید که از جمله آنها خیام نیشابوری بود.

نویسنده:

علی ناصری

یکشنبه ۱٠ شهریور ،۱۳۸٧ - علی ناصری | لینک دائم | پيام هاي ديگران () |

تلسکوپ فضایی GLAST مأموریت خود را آغاز کرد ...

جدیدترین تلسکوپ فضایی ناسا موسوم به GLAST در حالی فعالیت خود را در فضا آغاز کرد که نام آن به Fermi Gamma-ray Space Telescope تغییر یافت.

به گزارش خبرگزاری مهر، ناسا اعلام کرده است تلسکوپ فضایی پرتوی گاما به تازگی مأموریت خود در اکتشاف عالم با استفاده از پرتوهای فوق العاده پرانرژی گاما را آغاز کرده است.

تلسکوپ فضایی GLAST

دانشمندان پیش بینی می کنند گلست در آینده ای نه چندان دور انبوه قابل توجهی از پولسارها را کشف کند. پولسارها ستارگان نوترونی چرخشی هستند که تپشهای پرتوی منظم تولید می کنند.

بر اساس گزارش ساینتفیک امریکن، دانشمندان ناسا همچنین امیدوار هستند تا با استفاده از مشاهدات تیزبین این تلسکوپ پاسخهای مناسبی برای رازهای بیشمار و بدون نشان مربوط به فرآیندهای قدرتمند در نزدیکی ابرسیاه چاله ها ارائه کنند.

تلاش نهایی دانشمندان این پروژه رسیدن به مرحله ای است که طی آن بتوان قوانین جدید فیزیکی ارائه کرد.

ناسا همچنین اعلام کرد: نام GLAST به پاس تلاشهای گسترده انریکو فرمی (1901-1954) که از پیشگامان فیزیک با انرژی بالا بوده است به Fermi Gamma-ray Space Telescope تغییر یافته است.

انریکو فرمی نخستین فیزیکدانی است که اعلام کرد چگونه ذرات کیهانی می توانند با سرعتهای بالا در فضا سیر کنند.

شنبه ٩ شهریور ،۱۳۸٧ - علی ناصری | لینک دائم | پيام هاي ديگران () |

تصاویر جدید بزرگترین آرایه رادیویی جهان VLA را در لینک زیر ببینید:

http://www.nrao.edu/pr/2008/things/

http://www.physics.purdue.edu/MOJAVE/movies.html

چهارشنبه ۱٠ بهمن ،۱۳۸٦ - علی ناصری | لینک دائم | پيام هاي ديگران () |

قوانين ترموديناميك

قانون صفرم ترموديناميك

قانون صفرم ترموديناميك بيان مي‌كند كه اگر دو سيستم با سيستم سومي در حال تعادل گرمايي باشند، با يكديگر در حال تعادلند.

قانون اول ترموديناميك

قانون اول ترموديناميك كه به عنوان قانون بقاي كار و انرژي نيز شناخته مي‌شود، مي‌گويد كه حالت تعادل ماكروسكوپي يك سيستم با كميتي به نام انرژي دروني (U) بيان مي‌شود. انرژي دروني داراي خاصيتي است كه براي يك سيستم منزوي (ايزوله) داريم:

U=مقدار ثابت

اگر به سيستم اجازهٔ برهم‌كنش با محيط داده شود، سيستم از حالت ماكروسكوپي اوليهٔ خود به حالت ماكروسكوپي ديگري منتقل مي‌شود كه تغيير انرژي دروني را براي اين تحول (فرآيند) مي‌توان به شكل زير نشان داد:

Δ U = Q - W

كه در اين فرمول W، كار ماكروسكوپي انجام شده توسط سيستم در برابر نيروي خارجي و Q مقدار گرماي جذب شده توسط سيستم در طي اين فرآيند است.

نمادگذاري

شميي و فيزيك

چون در شيمي و فيزيك سيستم مورد توجه است، گرما و كاري كه به سيمتم داده مي‌شود مورد نظر ماست و انرژي دروني را Q+W در نظر مي‌گيريم.(سيستم را بسته,در حالت سكون و در غياب ميداانها در نظر ميگيريم)

$\mathrm{d}U=\delta Q+\delta W\,$ ,

where

d U

يك افزايش بي‌اندازه كوچك در انرژي دروني سيستم است.,

δ Q

يك مقدار بي‌اندازه كوچك از گرما كه به سيستم افزوده مي‌شود,

δ W

يك كار بي‌اندازه كوچك كه بر روي سيستم انجام مي‌شود و

δ

نماد ديفرانسيل است.

قانون دوم ترموديناميك

قانون اول ترموديناميك تنها بياني از تئوري كار و انرژي يا قانون بقاي انرژي است. يك آونگ ساده يا يك آونگ ايده‌آل براي هميشه به نوسان ادامه مي‌دهد. فيلمي از يك آونگ كه به جلو و عقب نوسان مي‌كند را در نظر بگيريد. اگر ما فيلم را برعكس نشان بدهيم، نخواهيم توانست آن را از حالت عادي تشخيص بدهيم.

اما برداري (نشانگري) براي زمان وجود دارد. دامنهٔ نوسان آونگ به تدريج كوجكتر مي‌شود. اگر توپي را از ارتفاع خاصي رها كنيد، در هر بار برخورد توپ با زمين، كمتر از دفعهٔ قبل بالا خواهد آمد. فيلمي از اين توپ در دنياي واقعي، هنگام پخش برعكس، متفاوت ديده خواهدشد. قطعات يخ در داخل فنجان چاي ذوب مي‌شوند در حالي كه چاي سردتر مي‌شود.

هيچ تناقضي با قانون اول ترموديناميك نخواهد داشت اگر ما ببينيم كه در داخل يك فنجان چاي قطعات يخ تشكيل شده و چاي گرمتر شود. اين با قانون بقاي انرژي سازگار است اما «ما هيچگاه چنين چيزي را نمي‌بينيم». قانون دوم ترموديناميك توضيح مي‌دهد كه چرا چنين چيزي اتفاق نمي‌افتد.

بيان كلوين-پلانك

ساخت يك موتور گرمايي سيكلي (چرخه‌اي) كه جر جذب گرما از منبع و انجام كار مساوي با گرماي چذب شده تأثير ديگري بر محيط نداشته باشد، غير ممكن است.

يا مي‌توان گفت كه: ساخت ماشين گرمايي با بازدهي ۱۰۰ درصد غيرممكن است.

بيان كلازيوس

ساخت يك موتور سيكلي كه تأثيري جز انتقال مداوم گرما از دماي سرد به دماي گرم نداشته باشد، غير ممكن است.

ارتباط اين دو بيان

اين دو بيان قانون دوم ترموديناميك معادل (هم‌ارز) هستند. اگر بتوان يكي از آنها را نقض كرد، ديگري نيز نقض مي‌شود.

قانون سوم ترموديناميك

قانون سوم ترموديناميك مي‌گويد هنگامي كه انرژي يك سيستم به حداقل مقدار خود ميل مي‌كند، انتروپي سيستم به مقدار قابل چشم‌پوشي مي‌رسد. يا بطور نمادين: هنگامي كه

$U\longrightarrow{U_{0}}$ ، $S\longrightarrow{0}$

از رابطهٔ بين انرژي دروني و دما، رابطهٔ بالا را مي‌توان به صورت زير نوشت:

هنگامي كه $T\longrightarrow{0}$ ، $S\longrightarrow{0}$

اما در هنگام كاربرد اين قانون بايد توجه داشت كه در اين دما ( $T\longrightarrow{0}$ ) سيستم در حال تعادل است يا نه. زيرا با پايين آمدن دما، سرعت رسيدن به تعادل خيلي زياد مي‌شود.

منبع: دانشنامه ويكي پديا

جمعه ٥ بهمن ،۱۳۸٦ - علی ناصری | لینک دائم | پيام هاي ديگران () |

SETI Institute Science Radio

اين موسسه تحقيقاتي اين برنامه هاي راديويي را از سال 2007 انتشار ميكند . در اين برنامه هاي علمي - تحقيقاتي بسيار جالب از استادان سرشناسي دعوت ميشود كه تجربه هاي فراواني در تحقيقات علمي و ستاره شناسي دارند . فايل ها در دو فرمت wma و mp3 در اختيار علاقه مندان قرار ميگيرد . براي دريافت فايل ها بر روي لينك زير كليك بفرماييد .

http://radio.seti.org

در لينك بالا براي مشاهده تمامي فايلهاي راديويي سال 2007 بر روي گزينه Past Shows كليك كنيد .

منبع عكس و مقاله : SETI Institute

سه‌شنبه ٢٥ دی ،۱۳۸٦ - علی ناصری | لینک دائم | پيام هاي ديگران () |

مصاحبه سازمان فضايي آمريكا ( NASA ) با افراد موفقي كه پس از دوران دانشجويي و يا در بين فرصت هاي مطالعاتي خود با تجربيات خود در اين سازمان بين المللي مهارت هاي خود را پرورش داده اند. شما ميتوانيد اين مصاحبه هاي جذاب را با فرمت mp3 دريافت كنيد. از مزيت هاي اخير بسيار خوب اين مصاحبه ها اين است كه ميتوانيد در حين گوش دادن به مصاحبه مورد نظر متن آن را هم مطالعه بفرماييد. براي مشاهده متن هر مصاحبه بر روي لينك subscribe pod در هر فايل كليك بفرماييد . تمامي اين مصاحبه ها مربوط به سال 2007 ميباشد .

براي دريافت فايل ها بر روي لينك زير كليك كنيد :

> كليك كنيد <

سه‌شنبه ۱۸ دی ،۱۳۸٦ - علی ناصری | لینک دائم | پيام هاي ديگران () |

اسرار جت‌هاي خروجي از ستارگان آشكار شد

منجمان به كمك آرايه SMA توانستند به بهترين شواهد ممكن، مبني بر خارج شدن ماده از يك ستاره جوان در حال شكل گيري دست يابند.

منجمان به بهترين شواهد ممكن، از خارج شدن ماده از يك ستاره جوان در حال شكل گيري دست يافته‌اند. اين مواد به صورت مارپيچ به سمت بيرون ستاره در چرخش است و به شكل جت‌هاي فواره‌ مانندي از آن خارج مي‌شود. حركت مارپيچي جت‌ها به ستاره كمك مي‌كند تا با جذب اندازه حركت زاويه‌اي از ديسك برافزايشي احاطه كننده‌ي آن رشد كرده و بزرگ‌تر شود.

نمايي خيالي از پيش ستاره‌ي درحال شکل گيري و جت‌هاي آن

«كيژو ژانگ»(Qizhou Zhang) منجم مركز اخترفزيكي هاروارد-اسميت سونيان مي‌گويد:"نظريه‌پردازان مي‌دانند كه يك ستاره به هنگام شكل‌گيري بايد اندازه حركت زاويه‌اي از دست دهد و اكنون ما شواهدي را مشاهده مي‌كنيم كه اين نظريه را تاييد مي‌كند".

اندازه حركت زاويه‌اي تمايلي است كه اجرام در حال چرخش براي ادامه‌ي حركت چرخشي از خود نشان مي‌دهند. اين تمايل به شكل‌گيري اوليه ستاره مربوط مي‌شود زيرا يك ستاره در مركز يك صفحه‌ي در حال چرخش از گاز هيدروژن تشكيل مي‌شود. ستاره با جذب بيشتر ماده از اين صفحه رشد كرده و تا زماني ‌كه گاز، اندازه حركت اضافي خود را آزاد نكند نمي‌تواند به یک ستاره تبدیل شود.

با نزديك شدن هيدروژن به ستاره، بخشي از آن بصورت قائم بر ديسك و در خلاف جهت (مانند خارج شدن آب از لوله آتش نشاني) همچون يك جت از دو طرف به بيرون پرتاب مي‌شود. اگر گاز حول محور جت، حركت مارپيچي داشته باشد آنگاه هنگام خروج از ستاره با خود اندازه حركت زاويه‌اي به همراه خواهد داشت و موجب می‌شود بخشی از اندازه حرکت ستاره از دست برود.

يك تيم بين المللي از منجمان به استفاده از آرايه‌ي زير‌ميلي‌متري (SMA)، جرمي را به اسم «هربيگ-هارو ۲۱۱»(HH۲۱۱) در فاصله‌ي ۱۰۰۰ سال نوري در صورت فلكي برساووش مشاهده كردند.HH۲۱۱ يك جت دوقطبي است كه با سرعت مافوق صوت در فضاي ميان ستاره‌اي حركت مي‌كند. پيش ستاره‌ي مركزي كه جرمش ۶ درصد جرم خورشيد است ۲۰۰۰۰ هزار سال عمر دارد و در نهايت به اندازه‌ي ستاره‌اي مانند خورشيد خواهد شد.

جت‌هاي خارج شده از ستاره. رنگ آبي متعلق به جتي است که به ما نزديک مي‌‌شود و قرمز نشان دهنده‌‌ي جت دور شونده است. جت‌ها با برخورد به مولکول‌هاي هيدروژن اطراف آن ها را برانگيخته مي‌کنند.

منجمان دلايل واضحي براي چرخش در جت دوقطبي پيدا كردند. گاز داخل جت همزمان با اينكه با سرعت بيش از ۴۸۲۷ كيلومتر در ساعت به اطراف مي‌چرخد، با سرعت ۳۲۲۰۰۰ كيلومتر بر ساعت نيز از ستاره به بيرون پرتاب مي‌شود.

ژانگ چنين توصيف مي‌كند كه:"HH۲۱۱ در اصل يك گرداب معكوس است و بجاي اينكه شاهد چرخش آب به اطراف و پايين آمدنش بطرف گودي پايين باشيم، مي‌بينيم كه گاز درون آن به سمت بيرون چرخيده و خارج مي‌شود".

در آينده‌ي دورتر، رصدخانه‌هاي زميني جديد نگاه تیزبین خود را به اين ستاره و ستارگان تازه متولد ديگر معطوف خواهند كرد.

منبع: مركز اخترفيزيك هاروارد

سه‌شنبه ۱۸ دی ،۱۳۸٦ - علی ناصری | لینک دائم | پيام هاي ديگران () |

طيفهای مختلف ستارگان

مهم‌ترين اطلاعاتی كه بايد در مورد يك ستاره بدانيم، چيست؟ شايد قدر ستاره در صدر فهرست دانسته‌ها قرار گيرد، اما درست در پشت آن رده طيفی ستاره قرار می ‌گيرد. بدون رده طيفی، ستاره چيزی جز يك چشمه نور نيست. با اضافه شدن حروف كوتاهی چون V”2“G يا IVshne”5“B ستاره، موردنظر به‌سرعت دارای شناسنامه‌ای خاص مي‌شود. افرادی كه قادر به‌درك معني اين كُدها هستند، مي‌توانند ماهيت ستاره موردنظر را كه شامل رنگ، اندازه و ميزان درخشندگي آن نسبت به‌خورشيد و ديگر انواع ستارگان، خصوصيات منحصربه‌فرد و گذشته و آينده آن را مشخص كنند.

رده‌هاي طيفي ستارگان
مهم‌ترين اطلاعاتی كه بايد در مورد يك ستاره بدانيم، چيست؟ شايد قدر ستاره در صدر فهرست دانسته‌ها قرار گيرد، اما درست در پشت آن رده طيفی ستاره قرار می ‌گيرد. بدون رده طيفی، ستاره چيزی جز يك چشمه نور نيست. با اضافه شدن حروف كوتاهی چون V”۲“G يا IVshne”۵“B ستاره، موردنظر به‌سرعت دارای شناسنامه‌ای خاص مي‌شود. افرادی كه قادر به‌درك معني اين كُدها هستند، مي‌توانند ماهيت ستاره موردنظر را كه شامل رنگ، اندازه و ميزان درخشندگي آن نسبت به‌خورشيد و ديگر انواع ستارگان، خصوصيات منحصربه‌فرد و گذشته و آينده آن را مشخص كنند.
شيوه جديد رده‌بندی طيفی ستارگان آن‌چنان موفق بوده است كه از سال ۱۳۲۲/۱۹۴۲ تاكنون تقريباً بدون تغيير باقی مانده است. اين شيوه طبقه‌بندی فقط بر دو خاصيت فيزيكی يعنی فشار جوّی و دمای سطحی ستاره كه در طيف ستاره ظاهر مي‌شوند، استوار است.
اين خواص، اطلاعات فراوانی را در اختيار ما مي‌گذارد كه به‌كمك آنها مي‌توان چهره و داستان زندگي يك ستاره را به‌تصوير كشيد. دماي سطحی، نشان‌دهنده رنگ و روشنايي سطحي ستاره است (روشنايي سطحي بيانگر ميزان نور تابش شده از واحد سطح ستاره است). فشار جوّي بستگي مستقيم به‌ميزان گرانش در سطح ستاره دارد. بنابراين اين فشار بيانگر اندازه و جرم ستاره است. اندازه و روشنايي سطح ستاره تعيين‌كننده درخشندگي واقعي آن است (درخشندگي، مقدار كل نوري است كه ستاره تابش مي‌كند) عموماً اين دو خاصه مي‌توانند موقعيت ستاره در دوره زندگي خود را نيز نشان دهند (جوان، ميان‌سال يا نزديك به‌مرگ). با مقايسه درخشندگي و درخشندگي ظاهري ستاره در آسمان (قدر ظاهري) مي‌توان به‌فاصله ستاره از زمين پي‌برد. همچنين به‌پيوست رده طيفي اصلي يك ستاره مي‌توان با افزودن حروفي، خواص ويژه شيميايي، گستردي جو، فعاليت‌هاي سطحي غيرمعمول، حركت چرخشي سريع يا ديگر ويژگي‌هاي مخصوص را نشان داد.
همه رصدگران آسمان بايد اطلاعات مختصري درباره رده‌هاي طيفي ستارگان داشته باشند.

كالبدشكافي نور ستاره
داستان را از سال ۱۸۰۲، يعني زماني آغاز مي‌كنيم كه دانشمند انگليسي ويليام ولستون، پرتويي از نور خورشيد را ابتدا از شكافي باريك عبور داد و بعد آن را از منشوري گذراند. شكاف باريك سبب مي‌شود كه رنگين كمان آشناي ايجاد شده پس از گذر از منشور، بسيار واضح و عاري از تداخل‌هاي رنگي مرسوم باشد. ولستون با استفاده از اين طيف نسبتاً دقيق متوجه خطوط تاريك باريكي با ضخامت‌هاي متفاوت در طيف خورشيد شد. با گذشت زمان، تغييري در اين خطوط تاريك مشاهده نشد و تقريباً در درون طيف ثابت ماندند. بعدها اين خطوط را جوزف وان فرانهوفر دسته‌بندي و مشخص كرد. از اين‌رو به‌ «خطوط فرانهوفر» معروف‌اند.
بعد از اين تجربه خطوط طيفي مشابه با خطوط تاريك طيف خورشيد در آزمايشگاه‌هاي فيزيك نيز به‌ثبت رسيد، با استفاده از يك شكاف و منشور، دانشمندان دريافتند كه وقتي ماده‌اي چه جامد، مايع يا حتي گاز چگال تا اندازه‌اي گرم شود كه نور از خود منتشر كند، طيف نورِ تابيده شده آن پيوسته بدون خط است. در عوض يك گاز منبسط شده داغ فقط در يك رنگ خاص يا چند طول موج خاص نور مي‌تاباند كه به‌شكل خطوط روشن و باريكي در طيف گرفنه شده از آن نمايان مي‌شوند (زمينه بقيه طيف تاريك است). اگر نمونه‌اي از همين گاز اما به‌صورت سرد را در راه نور يك چشمه تابان كه طيفي پيوسته در تمام طول‌موج‌ها دارد قرار دهيم، در طيفِ پيوسته نورِ تابان، خطوط جذبي تاريكي (در همان طول موجي كه خطوط نشري اين گاز را ديديم) ايجاد مي‌كند.
در سال ۱۸۹۵ ماهيت اين جريان مشخص شده بود، درواقع ما سطح نسبتاً چگال و داغ را از بين جوّ سرد و رقيق كه بين راه تابش قرار گرفته مشاهده مي‌كنيم و اين را از خطوط تاريك طيف خورشيد متوجه شديم. آنها حاصل جذب نور سطح خورشيد در جوّ آن هستند. درحقيقت دانشمندان موفق به‌بررسي خورشيد در آزمايشگاه‌هاي روي زمين شدند. تمام عناصر با پيوندهاي شيميايي متفاوت و در دماهاي متفاوت خطوط طيفي مخصوص به‌خود را دارند و اين خطوط مانند اثر انگشت منحصربه‌فردند.
آنها نه‌فقط بيانگر اتم‌ها و ملكول‌هاي تشكيل دهنده مواد هستند، بلكه مشخص‌كننده شرايط فيزيكي موجود در آن محيط (ازجمله دماي محيط) نيز هستند.
هنگامي كه منجمان اين ابزار متشكل از منشور و شكاف (طيف‌سنج) را بر تلسكوپ خود سوار كردند موفق به‌مشاهده اين خطوط طيفي در نور ستارگان نيز شدند و اين يكي از باورنكردني‌ترين پيشرفت‌هاي نجومي قرن نوزدهم بوده است. سال‌ها اخترشناسان بر اين باور بودند كه چگونگه تكامل و تشكيل ستاردگان، وراي ادراك بشر است. اما حالا ساختار خورشيد و ستارگان فقط با مقايسه خطوط طيفي مشاهده شده در تلسكوپ با خطوط جذبي مشاهده شده در آزمايشگاه‌هاي روي زمين به‌دست مي‌آيند. و بدين‌سان اخترفيزيك نوين متولد شد.

طبقه‌بندي طيف ستارگان

(H-R) نمودار هرتسپرونگ - راسل

آنجلوسچي، نخستين شخصي بود كه به‌صورت جِدّي دست به‌طبقه‌بندي طيف ستارگان زد. او كه يك كشيش اخترشناس بود، در دهه ۱۸۶۰ با بررسي طيف صدها ستاره به‌صورت بصري از پشت تلسكوپي مجهز به‌طيف‌سنج، طيف ستارگان را در ۵ دسته اصلي قرار داد كه با پُرنورترين ستاره در هر دسته شناخته مي‌شدند. به‌عنوان مثال ستارگان يك دسته كه داراي طيفي شبيه ستاره شباهنگ يا شِعراي يماني بودند كه مملو از خطوط جذبي مربوط به‌اتم‌هاي هيدروژن است، به‌نام رده شباهنگ نامگذاري مي‌شدند. اما دسته‌بندي اصلي و پايه‌گذار رده‌هاي طيفي امروز در رصدخانه‌ دانشگاه‌ هاروارد انجام شده است. در سال ۱۸۸۶ ادوارد سي.‌پيكْرينگ كه كارمند اين رصدخانه بود با استفاده از عكاسي به‌دسته‌بندي طيف هزاران ستاره پرداخت. مجموعه‌اي از فعالان در رصدخانه هاروارد نيز او را ياري مي‌كردند. دسته‌بندي آنها به‌اين صورت بود كه به‌ترتيب حروف از A تا G ستارگان را از ساده‌ترين طيف تا پيچيده‌ترين آنها دسته‌بندي مي‌كردند. اما به‌زودي روش طبقه‌بندي طبيعي بهتري در بين اين طيف‌ها آشكار شد. اين گروه با تركيب و آرايش دوباره رده‌بندي‌هاي پيشين متوجه شدند كه مي‌توان طيف‌هاي شبيه به‌هم را در يك رشته پيوسته قرار داد. هر رشته حاوي ستارگان با رنگ‌ها و دماهاي مختلف‌اند كه از ستارگان داغ آبي-‌سفيد در انتهاي اين رشته تا ستارگان نارنجي- قرمز در طرف ديگر آن تشكيل مي‌شوند. اما هنوز براي علامتگذاري دوباره حروف خيلي زود بود. وقتي تمام ابهامات برطرف شد، اين طبقه‌بندي از داغ‌ترين ستاره تا سردترين به‌صورت

O B A F G K M
تدوين شد.
رده طيفي ستارگان آبي را «اولي» و ستارگان سردِ قرمز را «آخري» مي‌ناميم. اين اصطلاحات كه برپايه يك تصور نادرست (ستارگان با روند ساده‌اي با گذر سرد مي‌شوند و رنگشان از آبي تا سرخ تغيير مي‌كند) استوار است. اما هنوز كاربرد دارد. هركدام از اين رده‌هاي طيفي مي‌توانند به‌قسمت‌هاي كوچكتري تقسيم شوند، آني‌جِي كانُن هر رده طيفي را به‌زيررده‌هايي از o تا ۹ تقسيم كرد. مثلاً طيفي كه بين Go و Ko استاندارد قرار مي‌گرفت را ۵G ناميد.
با استفاده از اين رَويِه، كانن سرپرستي رده‌بندي ۳۰۰ و ۳۲۵ طيف ثبت شده بر روي عكس‌هاي ميدان ديد باز را برعهده گرفت كه نتيجه اين دسته‌بندي فهرست هِنري دِريپِر (HD) و پيوسته فهرست او (HDE) بود كه براي نخستين بار در سال ۱۹۱۸ به‌چاپ رسيد و تاكنون نيز يكي از منابع اصلي باقي مانده است. هنري راسل براي به‌خاطر سپردن رده‌هاي طيفي، جمله راهنمايي را ارائه كرد كه تمام حروف رده‌هاي طيفي در اول هريك از كلمات اين جمله بودند:

“Ok Be A Fine Girl Kiss Me.”

انتخاب جمله يادآوري اين طيف‌ها به‌دست شماست. مثلاً مي‌توانيد از جملة بداهه ساخته شده بابك امين‌تفرشي در كلاس‌هاي درس او استفاده كنيد:

« او بيا اي فندق گِرد كوچك من! »

كشف اجرام بسيار كم‌نور و قرمز (از كوچكترين كوتوله‌هاي قرمز سرد گرفته تا كوتوله‌هاي قهوه‌ايي كه در مرز ستاره و سياره قرارمي‌گيرند) باعث شده است كه اخيراً دو رده طيفي جديد بعد از حرف M در طبقه‌بندي طيفي ستارگان به‌كار گرفته شود.
از بين حروف باقي‌مانده به‌كار برده نشده در پارامترهاي نجومي، حروف L و T براي اين رده‌هاي طيفي انتخاب شدند (دليل پيچيده و خاص ديگري هم براي اين انتخاب وجود نداشت).

O B A F G K M L T

رده‌هاي طيفي ديگري نيز به‌طور موازي به‌رده‌هاي طيفي قديمي اضافه شدند ولي نتوانستند خود را با رده‌بندي كلاسيك گفته شده تطبيق دهند.
به‌عنوان مثال رده طيفي لما براي ستارگان ولف-‌رايه (Wolf-Rayet) تقريباً مشابه آبي‌ترين و داغ‌ترين ستارگان رده O هستند، اما خطوط نشري بسيار قوي نيتروژن (WN) ، كربن و اكسيژن (WC) دارند يا هيچ‌كدام از اين دو را ندارند كه ستارگان (WR) را نمايان مي‌سازند. خطوط نشري بيانگر وجود لايه‌اي ضخيم از گاز داغ در اطراف اين‌گونه ستاره‌هاست. اين‌طور به‌نظر مي‌آيد كه ستاردگان رده لما، ليه هيدروژن اطراف خود را به‌خارج دميده باشند و از اين‌رو لايه‌هاي داغ مواد زيرين اين ستارگان آشكار شده‌اند.
ستارگان بسيار پير و غول سرخ انتهاي رشته نيز مقدار زيادي كربن را در طيف خود نشان مي‌دهند. آنها به‌ستاره‌هاي R و N معروف‌اند كه دانشمندان گونه ادغام شده اين دو را “C” مي‌نامند.
ستاره‌هاي كربني به‌علت سرخي بيش از حدّي كه دارند، با يك نگاه كوتاه با تلسكوپ، قابل شناسايي‌اند. نمونه درخشان اين‌گونه در آسمان پاييز ستاره ۱۹-حوت (TX -حوت) در شكل حلقه‌مانند يكي از دو شاخه صورت فلكي حوت با رده طيفي ۵C مي‌درخشد.
خطوط جذبي بارز اين گروه، خطوط روي هم افتاده مربوط به‌پيوندهاي كربن ۲C ، CN وCH است كه انتهاي آبي طيف را تاريك مي‌كنند. به‌بيان ديگر جوّ ستارگان كربني همانند يك صافي قرمز عمل مي‌كند. برعكس در بررسي طيف نشري آن(به‌جاي جذبي) اين نوار طيفي با خطوطي آبي‌رنگ شناسايي مي‌شود. اين ملكول‌ها (كه باعث قرمزيِ رنگِ ستاره‌هاي كربني مي‌شود) در طيف جذبي دنباله‌دارها نيز وجود دارند كه سبب درخشش طيف نشري دنباله‌دارها در رنگ آبي-‌سبز هستند. درواقع جوّ ستاره‌هاي رده C چنان از كوره گرمابخش مركزي ستاره دور شده‌اند و دمايشان چنان كم شده كه امكان پيوند بين اتم‌ها و ايجاد ملكول‌هاي خاص ميسر شده است.
رده طيفي نادر S نيز معمولاً شامل غول‌هاي سرخ مي‌شود. اين گروه موازي رده طيفي M قرار مي‌گيرد اما خطوط اكسيد تيتانيومي كه در ستاره‌هاي M مشاهده مي‌شود را ندارند. به‌جاي آن طيف اين‌گونه داراي آثاري مربوط به‌اكسيد زيركونيم و اكسيد لانتانيم هستند.
سياره‌هاي احتمالي منظومه‌هاي S ستاره‌هاي با بادهاي قوي ستاره‌اي متشكل از تركيبات شيميايي عجيب و غريبي روبه‌رو مي‌شوند كه سطح اين كُرات را پوشيده از سنگ‌هاي آغشته به‌تركيبات عنصر زيركونيم مي‌كند.

غول‌ها و كوتوله‌ها
ستاره‌هاي با رده طيفي مشابه نيز در همه موارد خطوط جذبي كاملاً مشابه يكديگر ندارند. در بعضي از ستاره‌ها خطوط، باريك و واضح‌اند و در بعضي ديگر به‌علت عوامل مختلف، اين خطوط پهن مي‌شوند. در رأس اين عوامل، تأثير فشار جوّ ستاره است. تغييرات فشار در جوّ ستاره سبب تغيير شدت شعاع‌هاي خطوط حساس به‌فشار مي‌شود. يادآور مي‌شويم كه فشار جوّي يك ستاره بيان‌كننده ميزان گرانش در سطح آن است. بنابراين با درنظر گرفتن اين عامل مي‌توان اندازه ستاره را نيز تخمين زد. خطوط باريك نشان‌دهنده اين هستند كه ستاره موردنظر بسيار پهناور و بادكرده است و جوّ آن رقيق است و در فاصله نسبتاً زيادي از مركز گرانش ستاره قرار گرفته است. در فهرست هنري دريپر رده‌هاي طيفي داراي پيشوندهايي چون d براي كوتوله‌ها (dwarf)، S براي غول‌ها و C براي اَبَرغول‌ها است.
اين حروف هم‌اكنون نيز مورد استفاده قرار مي‌گيرند، اما در سال ۱۹۴۱ اين حروف را ويليام مُرگان و فيليپ كنان با علامت‌هايي كه جزييات بيشتري از ستاره را بيان مي‌كردند عوض كردند. اين روش جديد (روش MK) با تغييراتي كم هنوز هم روش استاندارد طبقه‌بندي ستاره‌هاست. در اين روش ستاره‌ها نسبت به‌درخشندگي‌شان با اعداد رومي علامتگذاري شده‌اند. به‌اين صورت كه شماره I براي اَبَرغول‌ها (معمولاً به‌ترتيب كم‌شدن درخشندگي كلي به‌چهار زيردستهO به‌ترتيب Iab, Ia, Ia و Ib تقسيم مي‌شوند). II براي غول‌هاي درخشان، III براي غول‌هاي معمولي، IV براي غول‌هاي كوچك، V براي ستاره‌هاي متوسط و كوتوله‌هاي درون رشته اصلي (اين گروه در تصوير پايين مشخص نشده‌اند) و نيز VI براي كوتوله‌هاي كوچك به‌كار مي‌روند.
وقتي كه اين خصوصيات پشتِ سرِ هم و در نموداري كشيده شوند، نمودار حاصل، نمودار H-R يا هِرتْسْپرونگ-‌راسِل ناميده مي‌شود. اين نمودار از آغاز پيدايش خود يعني در سال ۱۹۱۱ ابزار علمي بي‌مانندي در اخترفيزيك بوده است.
بيشتر ستاره‌ها باتوجه به‌جرم و سنّ‌شان در يك منطقه مشخص و رشته‌مانندي از نمودار H-R قرارمي‌گيرند. بيشتر ستارگان درست بعد از تولد، در رشته اصلي جاي مي‌‌گيرند. ستاره‌هاي اين رشته وضعيت پايداري دارند و درخشندگي‌شان تغييرات شديدي در بازه‌هاي كوتاه‌مدت ندارد. اين دوراني است كه ستاره بيشتر طول زندگي خود را در آن حالت سپري مي‌كند. ستارگان پُرجرم در قسمت‌هاي آبي و داغ در رشته اصلي نور افشاني مي‌كنند. اين ستارگان سوخت هسته‌اي خود را فقط در چند ميليون سال آغاز حيات به‌پايان مي‌رسانند. اما ستارگاني با جرم كمتر مانند ستارگان زرد، نارنجي، كوتوله‌هاي سرخ كه در بخش پايين و سمت راست رشته اصلي قرار مي‌گيرند ميلياردها سال طول مي‌كشد تا اين دوران زندگي خود را به‌پايان برسانند.
هنگامي كه ذخيره هيدروژن هسته يك ستاره رو به‌تمام شدن مي‌گذارد، ستاره از رشته اصلي خارج مي‌شود و به‌قسمت بالاي سمت راست نمودار يعني محل غول‌هاي سرخ و اَبَرغول‌ها مي‌رود. ستارگاني كه آغاز تولد خود را با بيشتر از هشت برابر جرم خورشيد شروع كرده‌اند، دوران تكامل خود را در مراحل پيچيده‌تري و در خارج از رشته‌هاي مختلف درون نمودار مي‌گذرانند تا انرژي خود را به‌مصرف برسانند. اين‌گونه ستارگان در پايان عمر خود به‌صورت اَبَرنواختر منفجر مي‌شوند. غول‌هايي با جرم كمتر از اين گروه در آخر عمر خود به‌طرف پايين سمت چپ نمودار حركت مي‌كنند و به‌كوتوله‌هاي سفيد مبدل مي‌شوند.
خورشيد تا حدود ۸ ميليارد سال ديگر به‌اين نقطه از جدول مي‌رسد.

استثناها
طيف، اين نوار جادويي حتي مي‌تواند مطالبي بيش از آنچه گفته شد را نيز نمايان كند. حروف جدول زير براي بيان حالات ويژه ستارگان در ادامه رده طيفي آنها استفاده مي‌شوند. جدول زير بخشي از اين حروف را نشان مي‌دهد:

برخي از كدهاي طيفي ويژه عبارتند از :
Comp : طيف تركيبي كه دو رده طيفي در يكديگر آميخته شده‌اند و ممكن است نشانگر ستاره دوتايي طيفي باشد كه از يكديگر تفكيك نشده‌اند.
e : نشانگر خطوط نشري در طيف است (معمولاً مربوط به‌هيدروژن)

m :
داراي خطوط طيفي قوي غيرعادي فلزات (عناصر به‌غير از هيدروژن و هليم) است كه براي ستاره‌اي كه گونه طيفي آن مشخص شده است به‌كار مي‌رود. اين خاصه معمولاً در ستاره‌هاي رده طيفي A ديده مي‌شود.
n : نشان‌دهنده خطوط جذبي پهن و محو كه حاصل سرعت زياد چرخش ستاره است.
nn : خطوط جذبي بسيار پهني كه حاصل سرعت بسيار زياد چرخش ستاره است و طيف آن ديده مي‌شود.
p : خاصيت ويژه غيرقابل تشخيص كه معمولاً در مورد گونه طيفي A كاربرد دارد كه به‌طور غيرعادي داراي خطوط قوي فلزات هستند (مربوط به‌ستارگان Am).
s : نشانگر خطوط بسيار باريك و واضح جذبي
sh : ستاره داراي پوسته است (ستاره‌هاي B تا F رشته اصلي كه داراي خطوط نشري تابش شده از يك پوسته گازي خارجي‌اند).
Var : گونه طيفي متغير
WL : خطوط ضعيف (ستاره‌هاي پير و كم‌فلز)

مي‌توان شناسه عناصري را كه خطوط غيرعادي قوي در طيف ستاره ايجاد مي‌كنند را نيز در ادامه رده طيفي اضافه كرد. براي مثال ستاره اپسيلون-دب‌اكبر ستاره‌اي از رده AoPIV:(CrEU) است كه در آن خطوط قوي كروميوم و يوروپيوم ديده مي‌شود و نيز دو نقطه نشان دهنده عدم اطمينان در عدد رومي مربوط به‌درخشندگي آن يعني IV است.
ريزه‌كاري‌هاي مربوط به‌تعيين دقيق رده طيفي در بين آماتورها چندان رواج ندارد. بعضي از رصدگران ادعا مي‌كنند كه قادر هستند رده طيفي ستارگان را با استفاده از مشاهده رنگ آنها در چشمي با دقت خوبي تعيين كنند. هرچند كه رنگ عامل بسيار تعيين‌كننده در رده‌هاي طيفي اوليه (داغ‌تر) يعني تا ۵K است (البته تا هنگامي كه سرخي حاصل از غبار بينْ‌ستاره‌اي در آن اثر نداشته باشد). اما عامل رنگ در ستاره‌هاي گونه‌هاي طيفي K تا m چندان تعيين كننده نيستند. چون آنها همه سرخ‌اند.
مثلاً با مقايسه ته‌رنگ مربوط به اِبطُ‌الجوزا (ستاره درخشان شانه شكارچي) كه از رده طيفي Iab۲M و دَبَران (ستاره پُرنور ثور) با رده طيفي III۵K، هيچ‌گاه نمي‌توان به‌صورت بصري اين اختلاف را تشخيص داد. به‌علاوه كوتوله‌هايي با رده‌هاي طيفي G، K و M به‌سرخي غول‌ها و اَبَرغول‌هاي اين رده نيستند. با كمي تقريب هميشه مي‌توان ستاره‌هاي يك رده طيفي و يا نيمي از يك رده طيفي را با يكديگر همرنگ به‌حساب آورد.
تفاوت بين طيف‌ها فراتر از تفاوت در تركيبات شيميايي واقعي ستاره است. ستاره رده طيفي A ممكن است به‌نظر آيد كه كاملاً از هيدروژن تشكيل شده است و نيز ستاره‌اي از رده طيفي K فقط داراي رد پايي از هيدروژن در بين خطوط فلزات باشد. ولي ستارگان A و K درواقع از يك تركيب تشكيل شده‌اند.
تفاوت اتم‌ها و يون‌هاي متفاوت فقط در دماهاي متفاوت در طيف اين ستارگان آشكار مي‌شود. حتي ستارگان كربني نيز عمدتاً از هيدروژن و هلیوم ساخته شده‌اند. آمار مقدار واقعي هر عنصر را فقط در درون ستاره مي‌توان اندازه‌گيري كرد. بسيار دشوار است كه خطوط معين در يك طيف ديده شده را با طيف پيش‌بيني شده از آن كه با نظريه‌هاي اتمي بسط داده شده است مقايسه كنيم.
در قرن بيستم بيشتر پژوهش‌ها مربوط به‌طيف مرئي ستارگان بود. اما دهه‌هاي اخير با وارد شدن آشكارسازهاي طول‌موج‌هاي غيرمرئي و ديگر پيشرفت‌هاي هيجان‌انگيز اخترشناسي توجه به‌طيف نورمرئي كم‌تر شده است. با اين‌حال هنوز هم طيف‌سنجي نورمرئي سنگِ بناي اخترشناسي نوين به‌حساب مي‌آيد.
برگرفته از : skyandtelescope.com

استفاده از مطلب ها با ذکر منبع مجاز است.

شنبه ٩ تیر ،۱۳۸٦ - علی ناصری | لینک دائم | پيام هاي ديگران () |

خوش آمدید