در حال ویرایش تحلیل طیف خورشیدی
هشدار: شما وارد نشده‌اید. نشانی آی‌پی شما برای عموم قابل مشاهده خواهد بود اگر هر تغییری ایجاد کنید. اگر وارد شوید یا یک حساب کاربری بسازید، ویرایش‌هایتان به نام کاربری‌تان نسبت داده خواهد شد، همراه با مزایای دیگر.
این ویرایش را می‌توان خنثی کرد.
لطفاً تفاوت زیر را بررسی کنید تا تأیید کنید که این چیزی است که می‌خواهید انجام دهید، سپس تغییرات زیر را ذخیره کنید تا خنثی‌سازی ویرایش را به پایان ببرید.
| نسخهٔ فعلی | متن شما | ||
| سطر ۱: | سطر ۱: | ||
| − | == ''' | + | == '''چكيده''' == |
| − | [[خورشید]] | + | [[خورشید]] نزديكترين [[ستاره]] به ماست،اما باز هم فاصله آن از ما به قدري دور است كه نمي توان با اندازه گيري هاي رايج و معمولي به خصوصيات آن پي برد. يكي از راه هايي كه به انسان در شناخت اين ستاره و ستارگان ديگر كمك كرده است، طيف سنجي است. با [[طيف سنجي]] خورشيد مي توان به بسياري از خصوصيات فيزيكي آن از جمله تركيب،[[دما]]،قطر و...دست يافت. در اينجا قصد داريم با بررسي [[طيف]] ستاره و از روي قواعد و فرمول ها و روابط كشف شده به بررسي برخي ويژگي هاي تنها ستاره [[منظومه شمسی]] بپردازيم. |
== '''مقدمه''' == | == '''مقدمه''' == | ||
| − | ما در | + | ما در جهاني زندگي مي كنيم كه بسيار پهناور است. فراتر از [[زمين]]،اجرام آسماني ديگر در فواصل بسيار دوري از ما قرار دارند. فاصله ها در مقياس نجومي طور ديگري تعريف مي شوند. به عنوان مثال فاصله نزديك ترين ستاره ها(پس از [[خورشيد]]) از ما به قدري است كه نور آن ها پس از چند سال به زمين مي رسد.با اين وجود انسان همواره مشتاق شناخت محيط اطراف خود بوده است و موفق شده تا حد زيادي اين اجسام بسيار دور را بشناسد. |
| − | از | + | از جايي كه بررسي ستارگان،[[سحابی]] ها و... بدليل فاصله بسيار دور آن ها به روش هاي معمول ممكن نيست، بايد از راه هاي ديگري به بررسي پرداخت. تنها راهي كه براي پي بردن به ماهيت و ويژگي هاي اجرام آسماني مخصوصا ستارگان وجود دارد، نوري است كه از آن ها به ما مي رسد.دانشمندان توانسته اند با بررسي همين مورد به اطلاعات زيادي دست پيدا كنند. |
| − | روش | + | روش هاي زيادي براي بررسي نور كشف و تكميل شده اند. يكي از اين روش ها بررسي طيف ستارگان مي باشد. در اينجا قصد داريم تا با اين روش بيشتر آشنا شده و از آن براي تعيين برخي خصوصيات نزديكترين ستاره يعني خورشيد استفاده كنيم.ابتدا اندكي درمورد طيف سنجي و انواع [[طيف]] توضيح داده و سپس سراغ مباحث محاسباتي مي رويم. |
| − | == ''' | + | == '''طيف نگار''' == |
| − | + | براي بدست آوردن طيف يك[[ ستار]]ه،[[ نور]] آن را از يك شكاف نازك و سپس از يك [[عدسی]] موازي ساز مي گذرانيم. پرتوهاي نوري به صورت موازي با هم به [[منشور]] رسيده، به رنگ هاي گوناگون تجزيه شده و بر روي يك صفحه عكاسي كانوني مي شوند. هرگاه نور [[خورشيد]] را از طريق چنين وسيله اي نظاره كنيم خطوط تاريكي در برخي مكان هاي طيف نمايان خواهد شد كه به [[خطوط فرانهوفر]] معروفند. | |
| − | گوستا و | + | گوستا و كيرشهوف آلماني پي برد كه همين پديده را مي توان در آزمايشگاه با گذراندن نور سفيد از ميان گاز هاي گوناگون بدست آورد. |
| − | نوع | + | نوع ديگري از طيف نما با[[ توری پراش]] وجود دارد.نوري كه از توري مي گذرد در نتيجه ي تداخل امواج به رنگ هاي مختلف تجزيه مي شود.اين طيف نما در مقايسه با طيف نماي منشوري طيف را گسترده تر مي سازد.طيف نماي منشوري نور را در فضاي كوچكي متمركز مي كند و طيفي كه پديد مي آورد پرنور تر است. |
| − | == '''انواع | + | == '''انواع طيف''' == |
| − | + | برخي از فوتون ها بوسيله ي عناصر مخصوص به خود جذب شده و براي مدت كمي برانگيخته مي شوند،و پس از برانگيخته شدن انرژي برابري را در جهات مختلفي پراكنده مي كنند و مقدار كمي از آن به ما ميرسد. | |
| − | + | اگر بيشترين مقدار نور از بين گاز ها به طيف نگار برسد فقط آن بخشي كه به وسيله مولكول ها يا اتم ها جذب مي شود در طيف حاصل تيره مي شود كه به ما توانايي تشخيص نوع اتم را مي دهد. | |
| − | اگر | + | بر خلاف طيف جذبي،اگر طيف نگار در جايي قرار بگيرد كه فوتون ها بعد از جذب بوسيله اتم به آن جا گسيل شوند،طيف حاصل فقط خطوطي در زمينه ي تاريك خواهد بود. |
| − | + | بنابراين مي توانيم از يك جسم سياه سه نوع طيف پيوسته،نشري و جذبي داشته باشيم. | |
| − | بر خلاف | + | '''رده هاي طيفي''' |
| − | + | در رصدخانه کالج هارواردبا بررسی بیش از 300000 ستاره توانستند طیف ستارگان را به 10 گونه متمایز تقسیم کنند که با حروف O, B , A , F, G , K , M , R , N , S نمایش داده می شوند و البته تقسیم بندی های فرعی نیز دارند مانند B2 K5 , وG8 . | |
| − | + | هر دسته برای خود ویژگی هایی دارند که می توان اینگونه گفت: | |
| − | + | 1-خطوط هلیوم در گونه های O , B وجود دارند و در B2 به حداکثر شدت خود می رسد و پیش از آنکه به گونه A برسیم محو می شود. | |
| − | '''رده | + | 2- هیدروژن تنها عنصر موجود در هر 10 گونه است و شدت آن در A بیشتر ازهمه است. |
| − | در | + | 3- خطوط فلزی دمای زیاد نخست در A ظاهر می شوند و در گونه G به حداکثر شدت می رسند. |
| − | |||
| − | هر دسته برای خود ویژگی هایی دارند که | ||
| − | |||
| − | 1-خطوط | ||
| − | |||
| − | 2- | ||
| − | |||
| − | 3- خطوط فلزی | ||
| − | |||
4- خطوط فلزی دمای کم در گونه G ظاهر و در گونه M برجسته می شود. | 4- خطوط فلزی دمای کم در گونه G ظاهر و در گونه M برجسته می شود. | ||
| − | |||
5- نوارهای اکسید تیتانیوم در ستاره های گونه M متمایزند. | 5- نوارهای اکسید تیتانیوم در ستاره های گونه M متمایزند. | ||
| − | |||
6- نوارهای پهن جذبی مربوط به کربن و ترکیبات کربن در گونه N وجود دارد. | 6- نوارهای پهن جذبی مربوط به کربن و ترکیبات کربن در گونه N وجود دارد. | ||
| + | 7- ستاره های گونه S را نوارهای مربوط اکسید زیرکونیوم متمایز می سازد. | ||
| − | |||
| − | == ''' | + | == '''نمودار هرتسپرونگ-راسل''' == |
| − | در | + | در اين نمودارمحور عمودي بر حسب قدر مطلق و يا درخشندگي و محور افقي برحسب دما يا گونه طيفي مي باشد. |
| − | ''''' | + | '''''بررسي خورشيد با طيف سنجي'' |
''' | ''' | ||
| − | '''عناصر | + | '''عناصر تشكيل دهنده ي جوخورشيد''' |
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | * | + | گفتيم كه ازهر عنصر نيز مي توان طيفي ايجاد كرد.خطوط طيف بر اثر جذب يا نشر انرژي فوتون ها توسط اتم عناصر بوجود آمده اند.از آنجايي كه هر عنصر ساختار اتمي منحصر به فردي دارد،پس هر اتم مجموعه خطوط طيفي خاص خود را دارد. به عبارتي اتم در قالب طيف خاص خود "پاي اسمش را امضا مي كند". |
| − | * | + | حال ما مي توانيم با ثبت طيف خورشيد و مقايسه ي اين طيف با عناصري كه در آزمايشگاه به دست آمده اند،تركيب آن را مشخص كنيم. |
| − | * | + | طيف خورشيد يك طيف جذبي با تقريبا 30000 خط تاريك است.به عنوان مثال با خطوط طيفي عنصر آهن با مجموعه معيني در طيف خورشيد مطابقت دارد.پس نتيجه مي گيريم كه آهن به صورت بخار در خورشيد يافت مي شود. |
| − | * | + | فراواني چند عنصر برگزيده عبارت اند از: |
| − | * | + | * هيدروژن(90درصد) |
| − | * | + | * هليوم(10درصد) |
| − | * | + | * اكسيژن(84ر0 درصد) |
| + | * كربن(32ر0) | ||
| + | * سيليسيم(12ر0) | ||
| + | * نيتروژن(10ر0) | ||
| + | * منيزيم(07ر0) | ||
* آهن(07ر0) | * آهن(07ر0) | ||
* گوگرد(05ر0) | * گوگرد(05ر0) | ||
| + | با اين روش معلوم شده است كه دست كم 82 عنصر از 92 عنصر طبيعي زمين در جو خورشيد يافت مي شود.به طوري كه از خطوط طيفي نسبتا ضعيف طيف خورشيد برمي آيد،همه عناصر موجود در جو(به جز هيدروژن و هليم) كلا كمتر از 2 درصد جرمي آن است. | ||
| − | |||
| − | |||
| + | == '''تعيين دماي خورشيد''' == | ||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| + | يكي از روش هاي تعيين دماي ستاره از روي طيف آن مستلزم سه گام مقدماتي است: | ||
| + | 1.تعيين توزيع انرژي طيف: | ||
| + | منحني انرژي يك طيف از راه زير بدست مي آيد: | ||
| + | 1.ايجاد كردن طيف بر روي پرده | ||
| + | 2.تبديل نور به انرژي گرمايي در هر طول موج،بدين طريق كه اجازه داده مي شود كه نور بوسيله ي جذب كننده ي خوبي(جسم سياه)جذب گردد. | ||
| + | 3.تعيين مقدار انرژي گرمايي هر طول موج | ||
| + | 4.رسم منحني انرژي نسبت به طول موج | ||
| + | 2.پيدا كردن طول موج مربوط به انرژي ماكزيمم | ||
| + | 3.به كار بردن قانون وين:T× λmax=289×10^5 | ||
| + | درمورد خورشيد،طول موج انرژي ماكزيمم برابر 4700 آنگستروم است. | ||
| + | دماي نور سپهر خورشيد برابر است با: | ||
T=289×10^5/4700=6150°K | T=289×10^5/4700=6150°K | ||
| − | + | دمايي كه به اين روش تعيين مي شود به "دماي جسم سياه" موسوم است. | |
| − | + | براي تعيين دما از دو روش ديگر هم زياد استفاده مي شود.در يكي از اين دو روش سطح كل زير منحني انرژي به كار مي رود.مقداري كه به دست مي آيد برابر °K 5750 است كه آن را "دماي موثر" مي نامند. | |
| − | + | در مورد دوم از شدت نسبي نور در چندين طول موج مختلف استفاده مي شود.دمايي كه به اين روش به دست مي آيد "دماي رنگ" نام دارد.كه در خورشيد نزديك به °K 7000 است. | |
| − | + | دماي واقعي را مي توان ميانگيني از اين مقادير اختيار كرد: | |
| − | + | =(6150+5750+7000)/3=6300°K دماي واقعي | |
| − | در مورد دوم از شدت | + | با مقايسه اعداد بدست آمده در مي يابيم كه دمايي كه معمولا براي محاسبات ديگر بكار ميرود و در جدول ثوابت به ما داده مي شود،دماي موثر خورشيد است.پس از اين به بعد براي ساير محاسبات از دماي موثر استفاده مي كنيم. |
| − | + | محاسبه شار تابشي | |
| − | + | به ميزان انرژي خارج شده از واحد سطح يك ستاره در واحد زمان گفته مي شود و آنرا با F نشان مي دهند: | |
| − | |||
| − | |||
| − | با | ||
| − | |||
| − | |||
F=∂T^4 | F=∂T^4 | ||
| − | + | -8×5750^4 (W/m^2)^10×67/5=شار تابشي خورشيد | |
| − | |||
| − | |||
| − | + | == '''محاسبه درخشندگي''' == | |
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | راه | + | درخشندگي(L)ميزان كل انرژي خارج شده از منبع درواحد زمان است و از آنجا كه خورشيد كروي است،مساحت آن ها از رابطه ي روبرو بدست مي آيد: S=4πr^2 |
| + | پس اگر در شار ضرب شود حاصل درخشندگي خواهد بود:L=4πr^2∂T^4 | ||
| + | در اين فرمول ما هنوز شعاع خورشيد(r) را بدست نياورده ايم،پس براي محاسبه درخشندگي از راه ديگري استفاده مي كنيم.دماي خورشيد را در پيش بدست آورديم(گونه طيفي(G،حال با رسم خطي موازي و افقي در نمودار هرتسپرونگ راسل،درخشندگي را تعيين مي كنيم. | ||
| + | راه ديگر براي محاسبه درخشندگي،استفاده از فرمول زير است: | ||
m-M=2/5log(LM/Lm) | m-M=2/5log(LM/Lm) | ||
| − | + | قدر ظاهري و روشنايي ظاهري را از راه هاي فوتومتري از روي زمين محاسبه كرده،قدر مطلق را از نمودار H-R بدست آورده و در فرمول قرار مي دهيم. | |
| − | + | در نهايت درخشندگي تقريبا برابر با W26^10×85/3 تعيين مي شود. | |
| − | |||
| − | در | ||
== '''شعاع،حجم و مساحت''' == | == '''شعاع،حجم و مساحت''' == | ||
| − | با | + | با جاي گذاري داده ها در فرمول L=4πr^2∂T^4 شعاع خورشيد قابل تعيين است: |
=4π r^2∂ 5750^4 26^10×85/3 | =4π r^2∂ 5750^4 26^10×85/3 | ||
r=6/96×10^8m | r=6/96×10^8m | ||
| − | با توجه به | + | با توجه به اين نكته كه خورشيد كروي است و با در اختيار داشتن شعاع خورشيد مي توان حجم و مساحت آن را محاسبه نمود: |
S=4π r^2=8/7×10^9 m^2 | S=4π r^2=8/7×10^9 m^2 | ||
V=4÷3πr^3=1/4×10^27 m^3 | V=4÷3πr^3=1/4×10^27 m^3 | ||
| − | == ''' | + | == '''تعيين فاصله''' == |
| − | با | + | با جاي گذاري قدر مطلق و ظاهري خورشيد كه به ترتيب از نمودار H-R و روش هاي رصدي بدست مي آيند،مي توان فاصله را برحسب پارسك بدست آورد: |
m-M=5log d-5 | m-M=5log d-5 | ||
-26/83-4/74=5log d-5 | -26/83-4/74=5log d-5 | ||
| سطر ۱۵۵: | سطر ۱۲۴: | ||
| − | == ''' | + | == '''تعيين سرعت شعاعي''' == |
| − | + | سرعت ستاره در راستاي ديد ما سرعت شعاعي نام دارد.براي يافتن سرعت شعاعي ستارگان از پديده ي دوپلر استفاده ميكنيم.هر ستاره از خود امواج نوري ساطع مي كند.اگر ستاره به سوي ما در حركت باشد يا از ما دور شود،طول موج دريافتي ازآن به سمت آبي يا قرمز منتقل مي شود. | |
| − | + | از روي طيف ستاره و مقايسه طول موج ستاره با نمونه آزمايشگاهي و جاي گذاري در فرمول زير،سرعت شعاعي قابل محاسبه است: | |
| − | از | ||
∆λ/(λ.)=Vr/c | ∆λ/(λ.)=Vr/c | ||
| − | == '''عمر | + | == '''عمر خورشيد''' == |
| سطر ۱۷۲: | سطر ۱۴۰: | ||
| − | == ''' | + | == '''ميدان مغناطيسي''' == |
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| + | مبتني بر اثر زيمان خطوط طيفي در يك ميدان نيرومند مغناطيسي يا به چندين مولفه شكافته مي شوند و يا به وجه قابل ملاحظه اي پهن مي شوند.چگونگي شكافتن يا ميزان پهن شدن بسته به ميدان مغناطيسي است.با بررسي ميزان شكافتگي خطوط عناصر در طيف خورشيد،مي توانيم به ميدان مغناطيسي آن پي ببريم. | ||
| − | + | '''دوران خورشيد''' | |
| + | مشاهده مي شود كه طيف هاي شعاع نوري كه از دوكناره ي متقابل خورشيد مي آيند،تفاوت هاي بارزي با هم دارند:نور لبه اي كه از ناظر دور مي شود حكايت از انتقال به سرخ مي كند و لبه ي ديگر كه به ناظر نزديك مي شود حاكي از انتقال به آبي خطوط است(اثر دوپلر).پس خورشيد داراي دوران است و دوره تناوب اين دوران در عرض هاي جغرافيايي مختلف متفاوت است: | ||
استوا 0°:6ر24روز | استوا 0°:6ر24روز | ||
30°:26 روز | 30°:26 روز | ||
60°:0ر31روز | 60°:0ر31روز | ||
| − | + | نتيجه گيري | |
| − | + | برخي اطلاعات بدست آمده از اين پروژه: | |
| − | + | قطر:1390000كيلومتر | |
| − | + | فاصله ميانگين از زمين:150000000كيلومتر | |
| − | + | دماي موثر:5750درجه كلوين | |
| − | + | قدر مطلق(M):+8ر4 | |
| − | + | گونه طيفي:G2 | |
| − | + | دوره تناوب چرخش در استوا:24روز و 16 ساعت | |
| − | + | برونداد انرژي(تمام خورشيد):26^10×8ر3 وات | |
| − | |||
| − | |||
| − | |||
| − | |||
==منابع== | ==منابع== | ||
| − | 1.نجوم | + | 1.نجوم ديناميكي،رابرت تي. ديكسون،احمد خواجه نصيرطوسي،نشر دانشگاهي |
| − | 2. | + | 2.الفباي المياد نجوم جلد دوم،محمد بهرام پور،نشر دانش پژوهان جوان |
| − | 3. | + | 3.آشنايي با اخترفيزيك ستاره اي،اريكا بوم-ويتنس،پيمان صاحب سرا،نشر دانشگاهي |
| − | 4.نجوم به زبان | + | 4.نجوم به زبان ساده،مايردگاني،محمدرضاخواجه پور،گيتاشناسي |
5.www.roshd.ir | 5.www.roshd.ir | ||
