تحلیل طیف خورشیدی: تفاوت بین نسخه‌ها
هانيه اميري (بحث | مشارکتها) (←نمودار هرتسپرونگ-راسل) |
هانيه اميري (بحث | مشارکتها) جز (جایگزینی متن - 'می توان' به 'می‌توان') |
||
| (۱۴ نسخهٔ میانی ویرایش شده توسط ۲ کاربر نشان داده نشده) | |||
| سطر ۱: | سطر ۱: | ||
| − | == ''' | + | == '''چکیده''' == |
| − | [[خورشید]] | + | [[خورشید]] نزدیکترین [[ستاره]] به ماست،اما باز هم فاصله آن از ما به قدری دور است که نمی‌توان با اندازه گیری های رایج و معمولی به خصوصیات آن پی برد. یکی از راه هایی که به انسان در شناخت این ستاره و ستارگان دیگر کمک کرده است، طیف سنجی است. با [[طیف سنجی]] خورشید می‌توان به بسیاری از خصوصیات فیزیکی آن از جمله ترکیب،[[دما]]،قطر و...دست یافت. در اینجا قصد داریم با بررسی [[طیف]] ستاره و از روی قواعد و فرمول ها و روابط کشف شده به بررسی برخی ویژگی های تنها ستاره [[منظومه شمسی]] بپردازیم. |
== '''مقدمه''' == | == '''مقدمه''' == | ||
| − | ما در | + | ما در جهانی زندگی می کنیم که بسیار پهناور است. فراتر از [[زمین]]،اجرام آسمانی دیگر در فواصل بسیار دوری از ما قرار دارند. فاصله ها در مقیاس نجومی طور دیگری تعریف می شوند. به عنوان مثال فاصله نزدیک ترین ستاره ها(پس از [[خورشید]]) از ما به قدری است که نور آن ها پس از چند سال به زمین می رسد.با این وجود انسان همواره مشتاق شناخت محیط اطراف خود بوده است و موفق شده تا حد زیادی این اجسام بسیار دور را بشناسد. |
| − | از | + | از جایی که بررسی ستارگان،[[سحابی]] ها و... بدلیل فاصله بسیار دور آن ها به روش های معمول ممکن نیست، باید از راه های دیگری به بررسی پرداخت. تنها راهی که برای پی بردن به ماهیت و ویژگی های اجرام آسمانی مخصوصا ستارگان وجود دارد، نوری است که از آن ها به ما می رسد.دانشمندان توانسته اند با بررسی همین مورد به اطلاعات زیادی دست پیدا کنند. |
| − | روش | + | روش های زیادی برای بررسی نور کشف و تکمیل شده اند. یکی از این روش ها بررسی طیف ستارگان می باشد. در اینجا قصد داریم تا با این روش بیشتر آشنا شده و از آن برای تعیین برخی خصوصیات نزدیکترین ستاره یعنی خورشید استفاده کنیم.ابتدا اندکی درمورد طیف سنجی و انواع [[طیف]] توضیح داده و سپس سراغ مباحث محاسباتی می رویم. |
| − | == ''' | + | == '''طیف نگار''' == |
| − | + | برای بدست آوردن طیف یک[[ ستاره]]،[[ نور]] آن را از یک شکاف نازک و سپس از یک [[عدسی]] موازی ساز می گذرانیم. پرتوهای نوری به صورت موازی با هم به [[منشور]] رسیده، به رنگ های گوناگون تجزیه شده و بر روی یک صفحه عکاسی کانونی می شوند. هرگاه نور [[خورشید]] را از طریق چنین وسیله ای نظاره کنیم خطوط تاریکی در برخی مکان های طیف نمایان خواهد شد که به [[خطوط فرانهوفر]] معروفند. | |
| − | گوستا و | + | گوستا و کیرشهوف آلمانی پی برد که همین پدیده را می‌توان در آزمایشگاه با گذراندن نور سفید از میان گاز های گوناگون بدست آورد. |
| − | نوع | + | نوع دیگری از طیف نما با[[ توری پراش]] وجود دارد.نوری که از توری می گذرد در نتیجه ی تداخل امواج به رنگ های مختلف تجزیه می شود.این طیف نما در مقایسه با طیف نمای منشوری طیف را گسترده تر می سازد.طیف نمای منشوری نور را در فضای کوچکی متمرکز می کند و طیفی که پدید می آورد پرنور تر است. |
| − | == '''انواع | + | == '''انواع طیف''' == |
| − | + | برخی از [[فوتون]] ها بوسیله عناصر مخصوص به خود جذب شده و برای مدت کمی برانگیخته می شوند، و پس از برانگیخته شدن [[انرژی]] برابری را در جهات مختلفی پراکنده می کنند و مقدار کمی از آن به ما می‌رسد. | |
| − | اگر | + | اگر بیشترین مقدار نور از بین گاز ها به طیف نگار برسد فقط آن بخشی که به وسیله [[مولکول]] ها یا [[اتم]] ها جذب می شود در طیف حاصل تیره می شود که به ما توانایی تشخیص نوع اتم را می دهد. |
| − | بر خلاف [[ | + | بر خلاف [[طیف جذبی]]،اگر طیف نگار در جایی قرار بگیرد که فوتون ها بعد از جذب بوسیله اتم به آن جا گسیل شوند، طیف حاصل فقط خطوطی در زمینه تاریک خواهد بود. |
| − | + | بنابراین می‌توانیم از یک [[جسم سیاه]] سه نوع طیف پیوسته، نشری و جذبی داشته باشیم. | |
| − | '''رده | + | '''رده های طیفی''' |
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 . | 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 | + | هر دسته برای خود ویژگی هایی دارند که می‌توان 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. | 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. | ||
| سطر ۵۲: | سطر ۵۲: | ||
7- ستاره های گونه S را نوارهای مربوط اکسید زیرکونیوم متمایز می سازد. | 7- ستاره های گونه S را نوارهای مربوط اکسید زیرکونیوم متمایز می سازد. | ||
| − | == ''' | + | == '''[[نمودار هرتسپرونگ-راسل]]''' == |
| − | در | + | در این نمودارمحور عمودی بر حسب [[قدر مطلق]] و یا درخشندگی و محور افقی برحسب [[دما]] یا گونه طیفی می باشد. |
| − | ''''' | + | '''''بررسی خورشید با طیف سنجی'' |
''' | ''' | ||
| − | '''عناصر | + | '''عناصر تشکیل دهنده ی جو خورشید''' |
| − | + | گفتیم که ازهر عنصر نیز می‌توان طیفی ایجاد کرد.خطوط طیف بر اثر جذب یا نشر [[انرژی]] [[فوتون]] ها توسط اتم عناصر بوجود آمده اند.از آنجایی که هر عنصر ساختار اتمی منحصر به فردی دارد،پس هر اتم مجموعه خطوط طیفی خاص خود را دارد. به عبارتی اتم در قالب طیف خاص خود "پای اسمش را امضا می کند". | |
| − | حال ما | + | حال ما می‌توانیم با ثبت طیف خورشید و مقایسه این طیف با عناصری که در آزمایشگاه به دست آمده اند، ترکیب آن را مشخص کنیم. |
| − | + | طیف خورشید یک طیف جذبی با تقریبا 30000 خط تاریک است. به عنوان مثال با خطوط طیفی عنصر آهن با مجموعه معینی در طیف خورشید مطابقت دارد. پس نتیجه می گیریم که آهن به صورت بخار در خورشید یافت می شود. | |
| − | + | فراوانی چند عنصر برگزیده عبارت اند از: | |
* [[هیدروژن]](90درصد) | * [[هیدروژن]](90درصد) | ||
* [[هلیوم]](10درصد) | * [[هلیوم]](10درصد) | ||
| − | * [[ | + | * [[اکسیژن]](84ر0 درصد) |
| − | *[[ | + | *[[ کربن]](32ر0) |
| − | * | + | * سیلیسیم(12ر0) |
| − | * | + | * نیتروژن(10ر0) |
| − | * | + | * منیزیم(07ر0) |
* آهن(07ر0) | * آهن(07ر0) | ||
* گوگرد(05ر0) | * گوگرد(05ر0) | ||
| − | با | + | با این روش معلوم شده است که دست کم 82 عنصر از 92 عنصر طبیعی [[زمین]] در جو خورشید یافت می شود. به طوری که از خطوط طیفی نسبتا ضعیف طیف خورشید برمی آید، همه عناصر موجود در جو(به جز هیدروژن و هلیم) کلا کمتر از 2 درصد جرمی آن است. |
| − | == ''' | + | == '''تعیین دمای خورشید''' == |
| − | + | یکی از روش های تعیین [[دما]] ستاره از روی طیف آن مستلزم سه گام مقدماتی است: | |
| − | 1. | + | |
| − | + | 1.تعیین توزیع انرژی طیف: | |
| − | + | ||
| − | + | منحنی انرژی یک طیف از راه زیر بدست می آید: | |
| − | + | ||
| − | + | * ایجاد کردن طیف بر روی پرده | |
| − | 2. | + | * تبدیل نور به انرژی گرمایی در هر طول موج،بدین طریق که اجازه داده می شود که نور بوسیله ی جذب کننده ی خوبی(جسم سیاه)جذب گردد. |
| − | 3.به | + | * تعیین مقدار انرژی گرمایی هر طول موج |
| − | درمورد | + | * رسم منحنی انرژی نسبت به طول موج |
| − | + | ||
| + | 2.پیدا کردن [[طول موج]] مربوط به [[انرژی]] ماکزیمم | ||
| + | |||
| + | 3.به کار بردن قانون وین:T× λmax=289×10^5 | ||
| + | |||
| + | درمورد خورشید،طول موج انرژی ماکزیمم برابر 4700 آنگستروم است. | ||
| + | |||
| + | دمای نور سپهر خورشید برابر است با: | ||
| + | |||
T=289×10^5/4700=6150°K | T=289×10^5/4700=6150°K | ||
| − | + | ||
| − | + | دمایی که به این روش تعیین می شود به "دمای [[جسم سیاه]]" موسوم است. | |
| − | در مورد دوم از شدت | + | |
| − | + | برای تعیین دما از دو روش دیگر هم زیاد استفاده می شود. در یکی از این دو روش سطح کل زیر منحنی انرژی به کار می رود. مقداری که به دست می آید برابر °K 5750 است که آن را "[[دمای موثر]]" می نامند. | |
| − | + | ||
| − | با | + | در مورد دوم از شدت نسبی نور در چندین طول موج مختلف استفاده می شود. دمایی که به این روش به دست می آید "[[دمای رنگ]]" نام دارد. که در خورشید نزدیک به °K 7000 است. |
| − | محاسبه شار | + | دمای واقعی را می‌توان میانگینی از این مقادیر اختیار کرد: |
| − | به | + | |
| + | (6150+5750+7000)/3=6300°K=دمای واقعی | ||
| + | |||
| + | با مقایسه اعداد بدست آمده در می یابیم که دمایی که معمولا برای محاسبات دیگر بکار میرود و در جدول ثوابت به ما داده می شود،دمای موثر خورشید است.پس از این به بعد برای سایر محاسبات از دمای موثر استفاده می کنیم. | ||
| + | |||
| + | '''محاسبه شار تابشی''' : به میزان انرژی خارج شده از واحد سطح یک ستاره در واحد زمان گفته می شود و آنرا با F نشان می دهند: | ||
F=∂T^4 | F=∂T^4 | ||
| − | -8×5750^4 (W/m^2)^10×67/5=شار | + | -8×5750^4 (W/m^2)^10×67/5=شار تابشی خورشید |
| + | == '''محاسبه درخشندگی''' == | ||
| − | |||
| + | درخشندگی(L)میزان کل [[انرژی]] خارج شده از منبع درواحد زمان است و از آنجا که خورشید کروی است، مساحت آن ها از رابطه ی روبرو بدست می آید: S=4πr^2 | ||
| + | |||
| + | پس اگر در شار ضرب شود حاصل درخشندگی خواهد بود:L=4πr^2∂T^4 | ||
| − | + | در این فرمول ما هنوز شعاع خورشید(r) را بدست نیاورده ایم،پس برای محاسبه درخشندگی از راه دیگری استفاده می کنیم. دمای [[خورشید]] را در پیش بدست آوردیم(گونه طیفی(G،حال با رسم خطی موازی و افقی در[[نمودار هرتسپرونگ-راسل]]،درخشندگی را تعیین می کنیم. | |
| − | + | ||
| − | + | راه دیگر برای محاسبه درخشندگی،استفاده از فرمول زیر است: | |
| − | راه | ||
m-M=2/5log(LM/Lm) | m-M=2/5log(LM/Lm) | ||
| − | قدر | + | |
| − | در | + | [[قدر ظاهری]] و روشنایی ظاهری را از راه های فوتومتری از روی [[زمین]] محاسبه کرده، [[قدر مطلق]] را از نمودار H-R بدست آورده و در فرمول قرار می دهیم. |
| + | |||
| + | در نهایت درخشندگی تقریبا برابر با W26^10×85/3 تعیین می شود. | ||
== '''شعاع،حجم و مساحت''' == | == '''شعاع،حجم و مساحت''' == | ||
| − | با | + | با جای گذاری داده ها در فرمول L=4πr^2∂T^4 شعاع خورشید قابل تعیین 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 این نکته که خورشید کروی است و با در اختیار داشتن شعاع خورشید می‌توان 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 | ||
| − | == ''' | + | == '''تعیین فاصله''' == |
| − | با | + | با جای گذاری قدر مطلق و ظاهری خورشید که به ترتیب از نمودار H-R و روش های رصدی بدست می آیند،می‌توان فاصله را برحسب پارسک 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 ۱۳۸: | سطر ۱۵۵: | ||
| − | == ''' | + | == '''تعیین سرعت شعاعی''' == |
| − | سرعت ستاره در | + | [[سرعت]] ستاره در راستای دید ما [[سرعت شعاعی]] نام دارد.برای یافتن سرعت شعاعی ستارگان از [[پدیده دوپلر]] استفاده میکنیم. هر ستاره از خود امواج نوری ساطع می کند. اگر ستاره به سوی ما در حرکت باشد یا از ما دور شود،طول موج دریافتی ازآن به سمت آبی یا قرمز منتقل می شود. |
| − | از | + | |
| + | از روی طیف ستاره و مقایسه [[طول موج]] ستاره با نمونه آزمایشگاهی و جای گذاری در فرمول زیر،سرعت شعاعی قابل محاسبه است: | ||
∆λ/(λ.)=Vr/c | ∆λ/(λ.)=Vr/c | ||
| − | == '''عمر | + | == '''عمر خورشید''' == |
| سطر ۱۵۴: | سطر ۱۷۲: | ||
| − | == ''' | + | == '''میدان مغناطیسی''' == |
| + | |||
| + | |||
| + | مبتنی بر [[اثر زیمان]] خطوط طیفی در یک میدان نیرومند مغناطیسی یا به چندین مولفه شکافته می شوند و یا به وجه قابل ملاحظه ای پهن می شوند. چگونگی شکافتن یا میزان پهن شدن بسته به [[میدان مغناطیسی]] است. با بررسی میزان شکافتگی خطوط عناصر در طیف خورشید، می‌توانیم به میدان مغناطیسی آن پی ببریم. | ||
| − | + | == '''دوران خورشید''' == | |
| − | |||
| − | مشاهده | + | مشاهده می شود که طیف های شعاع نوری که از دوکناره ی متقابل خورشید می آیند، تفاوت های بارزی با هم دارند: نور لبه ای که از ناظر دور می شود حکایت از انتقال به سرخ می کند و لبه دیگر که به ناظر نزدیک می شود حاکی از انتقال به آبی خطوط است([[اثر دوپلر]]). پس خورشید دارای دوران است و [[دوره تناوب]] این دوران در عرض های جغرافیایی مختلف متفاوت است: |
| + | |||
استوا 0°:6ر24روز | استوا 0°:6ر24روز | ||
30°:26 روز | 30°:26 روز | ||
60°:0ر31روز | 60°:0ر31روز | ||
| − | + | ||
| − | + | ||
| − | قطر: | + | == '''نتیجه گیری''' == |
| − | فاصله | + | |
| − | + | برخی اطلاعات بدست آمده از این پروژه: | |
| − | قدر مطلق(M):+8ر4 | + | |
| − | گونه | + | * قطر:1390000کیلومتر |
| − | دوره تناوب چرخش در استوا:24روز و 16 ساعت | + | * فاصله میانگین از زمین:150000000کیلومتر |
| − | برونداد | + | * [[دمای موثر]]:5750درجه کلوین |
| + | * [[قدر مطلق]](M):+8ر4 | ||
| + | * گونه طیفی:G2 | ||
| + | * دوره تناوب چرخش در استوا:24روز و 16 ساعت | ||
| + | * برونداد انرژی(تمام خورشید):26^10×8ر3 وات | ||
==منابع== | ==منابع== | ||
| − | 1.نجوم | + | 1.نجوم دینامیکی،رابرت تی. دیکسون،احمد خواجه نصیرطوسی،نشر دانشگاهی |
| − | 2. | + | 2.الفبای المیاد نجوم جلد دوم،محمد بهرام پور،نشر دانش پژوهان جوان |
| − | 3. | + | 3.آشنایی با اخترفیزیک ستاره ای،اریکا بوم-ویتنس،پیمان صاحب سرا،نشر دانشگاهی |
| − | 4.نجوم به زبان | + | 4.نجوم به زبان ساده،مایردگانی،محمدرضاخواجه پور،گیتاشناسی |
5.www.roshd.ir | 5.www.roshd.ir | ||
نسخهٔ کنونی تا ۲۲ ژانویهٔ ۲۰۱۴، ساعت ۱۴:۴۳
محتویات
چکیده[ویرایش]
خورشید نزدیکترین ستاره به ماست،اما باز هم فاصله آن از ما به قدری دور است که نمی‌توان با اندازه گیری های رایج و معمولی به خصوصیات آن پی برد. یکی از راه هایی که به انسان در شناخت این ستاره و ستارگان دیگر کمک کرده است، طیف سنجی است. با طیف سنجی خورشید می‌توان به بسیاری از خصوصیات فیزیکی آن از جمله ترکیب،دما،قطر و...دست یافت. در اینجا قصد داریم با بررسی طیف ستاره و از روی قواعد و فرمول ها و روابط کشف شده به بررسی برخی ویژگی های تنها ستاره منظومه شمسی بپردازیم.
مقدمه[ویرایش]
ما در جهانی زندگی می کنیم که بسیار پهناور است. فراتر از زمین،اجرام آسمانی دیگر در فواصل بسیار دوری از ما قرار دارند. فاصله ها در مقیاس نجومی طور دیگری تعریف می شوند. به عنوان مثال فاصله نزدیک ترین ستاره ها(پس از خورشید) از ما به قدری است که نور آن ها پس از چند سال به زمین می رسد.با این وجود انسان همواره مشتاق شناخت محیط اطراف خود بوده است و موفق شده تا حد زیادی این اجسام بسیار دور را بشناسد.
از جایی که بررسی ستارگان،سحابی ها و... بدلیل فاصله بسیار دور آن ها به روش های معمول ممکن نیست، باید از راه های دیگری به بررسی پرداخت. تنها راهی که برای پی بردن به ماهیت و ویژگی های اجرام آسمانی مخصوصا ستارگان وجود دارد، نوری است که از آن ها به ما می رسد.دانشمندان توانسته اند با بررسی همین مورد به اطلاعات زیادی دست پیدا کنند.
روش های زیادی برای بررسی نور کشف و تکمیل شده اند. یکی از این روش ها بررسی طیف ستارگان می باشد. در اینجا قصد داریم تا با این روش بیشتر آشنا شده و از آن برای تعیین برخی خصوصیات نزدیکترین ستاره یعنی خورشید استفاده کنیم.ابتدا اندکی درمورد طیف سنجی و انواع طیف توضیح داده و سپس سراغ مباحث محاسباتی می رویم.
طیف نگار[ویرایش]
برای بدست آوردن طیف یکستاره،نور آن را از یک شکاف نازک و سپس از یک عدسی موازی ساز می گذرانیم. پرتوهای نوری به صورت موازی با هم به منشور رسیده، به رنگ های گوناگون تجزیه شده و بر روی یک صفحه عکاسی کانونی می شوند. هرگاه نور خورشید را از طریق چنین وسیله ای نظاره کنیم خطوط تاریکی در برخی مکان های طیف نمایان خواهد شد که به خطوط فرانهوفر معروفند.
گوستا و کیرشهوف آلمانی پی برد که همین پدیده را می‌توان در آزمایشگاه با گذراندن نور سفید از میان گاز های گوناگون بدست آورد.
نوع دیگری از طیف نما باتوری پراش وجود دارد.نوری که از توری می گذرد در نتیجه ی تداخل امواج به رنگ های مختلف تجزیه می شود.این طیف نما در مقایسه با طیف نمای منشوری طیف را گسترده تر می سازد.طیف نمای منشوری نور را در فضای کوچکی متمرکز می کند و طیفی که پدید می آورد پرنور تر است.
انواع طیف[ویرایش]
برخی از فوتون ها بوسیله عناصر مخصوص به خود جذب شده و برای مدت کمی برانگیخته می شوند، و پس از برانگیخته شدن انرژی برابری را در جهات مختلفی پراکنده می کنند و مقدار کمی از آن به ما می‌رسد.
اگر بیشترین مقدار نور از بین گاز ها به طیف نگار برسد فقط آن بخشی که به وسیله مولکول ها یا اتم ها جذب می شود در طیف حاصل تیره می شود که به ما توانایی تشخیص نوع اتم را می دهد.
بر خلاف طیف جذبی،اگر طیف نگار در جایی قرار بگیرد که فوتون ها بعد از جذب بوسیله اتم به آن جا گسیل شوند، طیف حاصل فقط خطوطی در زمینه تاریک خواهد بود.
بنابراین می‌توانیم از یک جسم سیاه سه نوع طیف پیوسته، نشری و جذبی داشته باشیم.
رده های طیفی 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 می‌توان 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.
2- هیدروژن تنها عنصر موجود در هر 10 گونه است و شدت آن در A بیشتر ازهمه است.
3- خطوط فلزی دمای زیاد نخست در A ظاهر می شوند و در گونه G به حداکثر شدت می رسند.
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.
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[ویرایش]
در این نمودارمحور عمودی بر حسب قدر مطلق و یا درخشندگی و محور افقی برحسب دما یا گونه طیفی می باشد.
بررسی خورشید با طیف سنجی عناصر تشکیل دهنده ی جو خورشید
گفتیم که ازهر عنصر نیز می‌توان طیفی ایجاد کرد.خطوط طیف بر اثر جذب یا نشر انرژی فوتون ها توسط اتم عناصر بوجود آمده اند.از آنجایی که هر عنصر ساختار اتمی منحصر به فردی دارد،پس هر اتم مجموعه خطوط طیفی خاص خود را دارد. به عبارتی اتم در قالب طیف خاص خود "پای اسمش را امضا می کند".
حال ما می‌توانیم با ثبت طیف خورشید و مقایسه این طیف با عناصری که در آزمایشگاه به دست آمده اند، ترکیب آن را مشخص کنیم.
طیف خورشید یک طیف جذبی با تقریبا 30000 خط تاریک است. به عنوان مثال با خطوط طیفی عنصر آهن با مجموعه معینی در طیف خورشید مطابقت دارد. پس نتیجه می گیریم که آهن به صورت بخار در خورشید یافت می شود.
فراوانی چند عنصر برگزیده عبارت اند از:
- هیدروژن(90درصد)
- هلیوم(10درصد)
- اکسیژن(84ر0 درصد)
- کربن(32ر0)
- سیلیسیم(12ر0)
- نیتروژن(10ر0)
- منیزیم(07ر0)
- آهن(07ر0)
- گوگرد(05ر0)
با این روش معلوم شده است که دست کم 82 عنصر از 92 عنصر طبیعی زمین در جو خورشید یافت می شود. به طوری که از خطوط طیفی نسبتا ضعیف طیف خورشید برمی آید، همه عناصر موجود در جو(به جز هیدروژن و هلیم) کلا کمتر از 2 درصد جرمی آن است.
تعیین دمای خورشید[ویرایش]
یکی از روش های تعیین دما ستاره از روی طیف آن مستلزم سه گام مقدماتی است:
1.تعیین توزیع انرژی طیف:
منحنی انرژی یک طیف از راه زیر بدست می آید:
- ایجاد کردن طیف بر روی پرده
- تبدیل نور به انرژی گرمایی در هر طول موج،بدین طریق که اجازه داده می شود که نور بوسیله ی جذب کننده ی خوبی(جسم سیاه)جذب گردد.
- تعیین مقدار انرژی گرمایی هر طول موج
- رسم منحنی انرژی نسبت به طول موج
2.پیدا کردن طول موج مربوط به انرژی ماکزیمم
3.به کار بردن قانون وین:T× λmax=289×10^5
درمورد خورشید،طول موج انرژی ماکزیمم برابر 4700 آنگستروم است.
دمای نور سپهر خورشید برابر است با:
T=289×10^5/4700=6150°K
دمایی که به این روش تعیین می شود به "دمای جسم سیاه" موسوم است.
برای تعیین دما از دو روش دیگر هم زیاد استفاده می شود. در یکی از این دو روش سطح کل زیر منحنی انرژی به کار می رود. مقداری که به دست می آید برابر °K 5750 است که آن را "دمای موثر" می نامند.
در مورد دوم از شدت نسبی نور در چندین طول موج مختلف استفاده می شود. دمایی که به این روش به دست می آید "دمای رنگ" نام دارد. که در خورشید نزدیک به °K 7000 است. دمای واقعی را می‌توان میانگینی از این مقادیر اختیار کرد:
(6150+5750+7000)/3=6300°K=دمای واقعی
با مقایسه اعداد بدست آمده در می یابیم که دمایی که معمولا برای محاسبات دیگر بکار میرود و در جدول ثوابت به ما داده می شود،دمای موثر خورشید است.پس از این به بعد برای سایر محاسبات از دمای موثر استفاده می کنیم.
محاسبه شار تابشی : به میزان انرژی خارج شده از واحد سطح یک ستاره در واحد زمان گفته می شود و آنرا با F نشان می دهند: F=∂T^4
-8×5750^4 (W/m^2)^10×67/5=شار تابشی خورشید
محاسبه درخشندگی[ویرایش]
درخشندگی(L)میزان کل انرژی خارج شده از منبع درواحد زمان است و از آنجا که خورشید کروی است، مساحت آن ها از رابطه ی روبرو بدست می آید: S=4πr^2
پس اگر در شار ضرب شود حاصل درخشندگی خواهد بود:L=4πr^2∂T^4
در این فرمول ما هنوز شعاع خورشید(r) را بدست نیاورده ایم،پس برای محاسبه درخشندگی از راه دیگری استفاده می کنیم. دمای خورشید را در پیش بدست آوردیم(گونه طیفی(G،حال با رسم خطی موازی و افقی درنمودار هرتسپرونگ-راسل،درخشندگی را تعیین می کنیم.
راه دیگر برای محاسبه درخشندگی،استفاده از فرمول زیر است: m-M=2/5log(LM/Lm)
قدر ظاهری و روشنایی ظاهری را از راه های فوتومتری از روی زمین محاسبه کرده، قدر مطلق را از نمودار H-R بدست آورده و در فرمول قرار می دهیم.
در نهایت درخشندگی تقریبا برابر با W26^10×85/3 تعیین می شود.
شعاع،حجم و مساحت[ویرایش]
با جای گذاری داده ها در فرمول L=4πr^2∂T^4 شعاع خورشید قابل تعیین است: =4π r^2∂ 5750^4 26^10×85/3 r=6/96×10^8m با توجه به این نکته که خورشید کروی است و با در اختیار داشتن شعاع خورشید می‌توان حجم و مساحت آن را محاسبه نمود: S=4π r^2=8/7×10^9 m^2 V=4÷3πr^3=1/4×10^27 m^3
تعیین فاصله[ویرایش]
با جای گذاری قدر مطلق و ظاهری خورشید که به ترتیب از نمودار H-R و روش های رصدی بدست می آیند،می‌توان فاصله را برحسب پارسک بدست آورد: m-M=5log d-5 -26/83-4/74=5log d-5 d=4/852×10^-6 Ps =1.5×10^11 m
تعیین سرعت شعاعی[ویرایش]
سرعت ستاره در راستای دید ما سرعت شعاعی نام دارد.برای یافتن سرعت شعاعی ستارگان از پدیده دوپلر استفاده میکنیم. هر ستاره از خود امواج نوری ساطع می کند. اگر ستاره به سوی ما در حرکت باشد یا از ما دور شود،طول موج دریافتی ازآن به سمت آبی یا قرمز منتقل می شود.
از روی طیف ستاره و مقایسه طول موج ستاره با نمونه آزمایشگاهی و جای گذاری در فرمول زیر،سرعت شعاعی قابل محاسبه است: ∆λ/(λ.)=Vr/c
عمر خورشید[ویرایش]
E=L.t E=nhf=hc/λ h=1/602×10^-19 J t=E/L=10^10year
میدان مغناطیسی[ویرایش]
مبتنی بر اثر زیمان خطوط طیفی در یک میدان نیرومند مغناطیسی یا به چندین مولفه شکافته می شوند و یا به وجه قابل ملاحظه ای پهن می شوند. چگونگی شکافتن یا میزان پهن شدن بسته به میدان مغناطیسی است. با بررسی میزان شکافتگی خطوط عناصر در طیف خورشید، می‌توانیم به میدان مغناطیسی آن پی ببریم.
دوران خورشید[ویرایش]
مشاهده می شود که طیف های شعاع نوری که از دوکناره ی متقابل خورشید می آیند، تفاوت های بارزی با هم دارند: نور لبه ای که از ناظر دور می شود حکایت از انتقال به سرخ می کند و لبه دیگر که به ناظر نزدیک می شود حاکی از انتقال به آبی خطوط است(اثر دوپلر). پس خورشید دارای دوران است و دوره تناوب این دوران در عرض های جغرافیایی مختلف متفاوت است:
استوا 0°:6ر24روز 30°:26 روز 60°:0ر31روز
نتیجه گیری[ویرایش]
برخی اطلاعات بدست آمده از این پروژه:
- قطر:1390000کیلومتر
- فاصله میانگین از زمین:150000000کیلومتر
- دمای موثر:5750درجه کلوین
- قدر مطلق(M):+8ر4
- گونه طیفی:G2
- دوره تناوب چرخش در استوا:24روز و 16 ساعت
- برونداد انرژی(تمام خورشید):26^10×8ر3 وات
منابع[ویرایش]
1.نجوم دینامیکی،رابرت تی. دیکسون،احمد خواجه نصیرطوسی،نشر دانشگاهی
2.الفبای المیاد نجوم جلد دوم،محمد بهرام پور،نشر دانش پژوهان جوان
3.آشنایی با اخترفیزیک ستاره ای،اریکا بوم-ویتنس،پیمان صاحب سرا،نشر دانشگاهی
4.نجوم به زبان ساده،مایردگانی،محمدرضاخواجه پور،گیتاشناسی
5.www.roshd.ir
