🔵 انواع طیف ستاره ها (بخش دوم) (قسمت آخر)

بعد ها اصول فیزیکی که در طبقه بندی طیفی هاروارد به کار گرفته شده بود، متداول تر شد تا جایی که امروزه هم از همین روش طبقه بندی طیفی استفاده می شود. به عنوان مثال خطوط جذبی هیدروژن در طیف ستاره ی نسر واقع (گونه‌ی طیفی A0) بسیار قوی هستند. خطوط هیدروژن در طیف این ستاره خیلی قوی تر از خطوط ضعیفی است که از ستاره ای مثل خورشید (گونه‌ی طیفی G2)، مشاهده می شود. از طرف دیگر خطوط جذبی کلسیم در خورشید خیلی شدیدتر از خطوط جذبی کلسیم در نسر واقع است.

❓آیا این نتیجه به خاطر تفاوت در ترکیب عناصر دو ستاره مشاهده می شود؟ یا دمای سطحی (Te) متفاوت نسر واقع (Te=9500k) و خورشید (Te=5777k) عامل تفاوت شدت های نسبی این خطوط جذبی است؟

درک نظری از ساختار کوانتومی اتم که در اوایل قرن 20 حاصل شده بود، توصیف خطوط جذبی مشاهده شده در طیف ستارگان را در اختیار. منجمان گذاشت. خطوط جذبی، زمانی ایجاد می شوند که اتم دقیقا فوتونی را با همان انرژی‌ای جذب کند که الکترون برای گذار از مدار پایین تر به مدار بالاتر نیاز دارد. خطوط گسیلی در فرآیند معکوس ایجاد می شوند، زمانی که الکترونی از مدار بالاتر به مدار پایین تر گذار انجام می دهد‌؛ یک فوتون آزاد کرده و طیف گسیلی تابش می کند. طول موج این فوتون به انرژی مدار هایی که در این گذار نقش دارند بستگی دارد.

تفاوت بین طیف ستارگانِ با دما های مختلف، به دلیل تفاوت در اوربیتال های الکترون های اتم های متفاوتی است که جو این ستاره ها را اشغال کرده اند. جزئیات تشکیل خطوط طیفی بسیار پیچیده است، چرا که الکترون ها را می توان در همه‌ی اوربیتال های اتم ها، پیدا کرد. علاوه بر این، اتم می تواند در هر یک از مراحل مختلف یونش‌اش قرار داشته باشد و همانطور که می دانیم در هر مرحله یا درجه از یونش، مجموعه ای منحصر به فرد از اوربیتال ها وجود دارد لذا به عنوان مثال خطوط مرئی کلسیم یک بار یونیزه (CaII)، معمولا در ستاره های گونه‌ی K0، به بیشینه شدت خود می رسند.

▫️در جداول طیف های ستاره ای علاوه بر طیف بندی سنتی طیف بر حسب گونه های طیفی هاروارد (OBAFGKM)، گونه های طیفی ستاره ای بسیار سرد و کوتوله های قهوه ای هم که طی چند سال اخیر کشف شده بودند، فهرست شده است. کوتوله های قهوه ای اجرامی با جرم بسیار کم هستند که به واسطه‌ی فشار کم در هسته، واکنش های هسته ای در درون آنها رخ نمی دهد؛ بنابراین در حالت متداول آنها را ستاره در نظر نمی گیرند. ضرورت معرفی این گونه های طیفی جدید پس از اجرای پروژه‌ی مساحی تمام آسمان موسوم به (all-sky surveys) مشخص شد. طی این پروژه؛ تعداد زیادی از اجرام با دمای مؤثر بسیار پایین (1300k تا 2500k برای گونه های طیفی L و کمتر از 1300k برای گونه های طیفی T) کشف شدند.

🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"

🆔@physics3p

Quantum Physics

🔵 انواع طیف ستاره ها (بخش دوم) (قسمت آخر)

بعد ها اصول فیزیکی که در طبقه بندی طیفی هاروارد به کار گرفته شده بود، متداول تر شد تا جایی که امروزه هم از همین روش طبقه بندی طیفی استفاده می شود. به عنوان مثال خطوط جذبی هیدروژن در طیف ستاره ی نسر واقع (گونه‌ی طیفی A0) بسیار قوی هستند. خطوط هیدروژن در طیف این ستاره خیلی قوی تر از خطوط ضعیفی است که از ستاره ای مثل خورشید (گونه‌ی طیفی G2)، مشاهده می شود. از طرف دیگر خطوط جذبی کلسیم در خورشید خیلی شدیدتر از خطوط جذبی کلسیم در نسر واقع است.

❓آیا این نتیجه به خاطر تفاوت در ترکیب عناصر دو ستاره مشاهده می شود؟ یا دمای سطحی (Te) متفاوت نسر واقع (Te=9500k) و خورشید (Te=5777k) عامل تفاوت شدت های نسبی این خطوط جذبی است؟

درک نظری از ساختار کوانتومی اتم که در اوایل قرن 20 حاصل شده بود، توصیف خطوط جذبی مشاهده شده در طیف ستارگان را در اختیار. منجمان گذاشت. خطوط جذبی، زمانی ایجاد می شوند که اتم دقیقا فوتونی را با همان انرژی‌ای جذب کند که الکترون برای گذار از مدار پایین تر به مدار بالاتر نیاز دارد. خطوط گسیلی در فرآیند معکوس ایجاد می شوند، زمانی که الکترونی از مدار بالاتر به مدار پایین تر گذار انجام می دهد‌؛ یک فوتون آزاد کرده و طیف گسیلی تابش می کند. طول موج این فوتون به انرژی مدار هایی که در این گذار نقش دارند بستگی دارد.

تفاوت بین طیف ستارگانِ با دما های مختلف، به دلیل تفاوت در اوربیتال های الکترون های اتم های متفاوتی است که جو این ستاره ها را اشغال کرده اند. جزئیات تشکیل خطوط طیفی بسیار پیچیده است، چرا که الکترون ها را می توان در همه‌ی اوربیتال های اتم ها، پیدا کرد. علاوه بر این، اتم می تواند در هر یک از مراحل مختلف یونش‌اش قرار داشته باشد و همانطور که می دانیم در هر مرحله یا درجه از یونش، مجموعه ای منحصر به فرد از اوربیتال ها وجود دارد لذا به عنوان مثال خطوط مرئی کلسیم یک بار یونیزه (CaII)، معمولا در ستاره های گونه‌ی K0، به بیشینه شدت خود می رسند.

▫️در جداول طیف های ستاره ای علاوه بر طیف بندی سنتی طیف بر حسب گونه های طیفی هاروارد (OBAFGKM)، گونه های طیفی ستاره ای بسیار سرد و کوتوله های قهوه ای هم که طی چند سال اخیر کشف شده بودند، فهرست شده است. کوتوله های قهوه ای اجرامی با جرم بسیار کم هستند که به واسطه‌ی فشار کم در هسته، واکنش های هسته ای در درون آنها رخ نمی دهد؛ بنابراین در حالت متداول آنها را ستاره در نظر نمی گیرند. ضرورت معرفی این گونه های طیفی جدید پس از اجرای پروژه‌ی مساحی تمام آسمان موسوم به (all-sky surveys) مشخص شد. طی این پروژه؛ تعداد زیادی از اجرام با دمای مؤثر بسیار پایین (1300k تا 2500k برای گونه های طیفی L و کمتر از 1300k برای گونه های طیفی T) کشف شدند.

🔺منبع: کتاب مقدمه ای بر اخترفیزیک نوین "بردلی کارول - دیل اوستلی"

🆔@physics3p

👍11

hottg.com/physics3p/3975

2.71K viewsAlireza AZ, edited  Jun 9, 2022 at 13:00