تحلیل طیف خورشیدی: تفاوت بین نسخه‌ها
(←محاسبه درخشندگي) |
هانيه اميري (بحث | مشارکتها) جز (جایگزینی متن - 'ي' به 'ی') |
||
| سطر ۱: | سطر ۱: | ||
| − | == ''' | + | == '''چكیده''' == |
| − | [[خورشید]] | + | [[خورشید]] نزدیكترین [[ستاره]] به ماست،اما باز هم فاصله آن از ما به قدری دور است كه نمی توان با اندازه گیری های رایج و معمولی به خصوصیات آن پی برد. یكی از راه هایی كه به انسان در شناخت این ستاره و ستارگان دیگر كمك كرده است، طیف سنجی است. با [[طیف سنجی]] خورشید می توان به بسیاری از خصوصیات فیزیكی آن از جمله تركیب،[[دما]]،قطر و...دست یافت. در اینجا قصد داریم با بررسی [[طیف]] ستاره و از روی قواعد و فرمول ها و روابط كشف شده به بررسی برخی ویژگی های تنها ستاره [[منظومه شمسی]] بپردازیم. |
== '''مقدمه''' == | == '''مقدمه''' == | ||
| − | ما در | + | ما در جهانی زندگی می كنیم كه 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 نزدیك ترین ستاره ها(پس از [[خورشید]]) از ما به قدری است كه 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 كه بررسی ستارگان،[[سحابی]] ها و... بدلیل فاصله بسیار دور آن ها به روش های معمول ممكن نیست، باید از راه های دیگری به بررسی پرداخت. تنها راهی كه برای پی بردن به ماهیت و ویژگی های اجرام آسمانی مخصوصا ستارگان وجود دارد، نوری است كه از آن ها به ما می رسد.دانشمندان توانسته اند با بررسی همین مورد به اطلاعات زیادی دست پیدا كنند. |
| − | روش | + | روش های زیادی برای بررسی نور كشف و تكمیل شده اند. یكی 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 نزدیكترین ستاره یعنی خورشید استفاده كنیم.ابتدا اندكی درمورد طیف سنجی و انواع [[طیف]] توضیح داده و سپس سراغ مباحث محاسباتی می رویم. |
| − | == ''' | + | == '''طیف نگار''' == |
| − | + | برای بدست آوردن طیف یك[[ ستاره]]،[[ نور]] آن را از یك شكاف نازك و سپس از یك [[عدسی]] موازی ساز می گذرانیم. پرتوهای نوری به صورت موازی با هم به [[منشور]] رسیده، به رنگ های گوناگون تجزیه شده و بر روی یك صفحه عكاسی كانونی می شوند. هرگاه نور [[خورشید]] را از طریق چنین وسیله ای نظاره كنیم خطوط تاریكی در برخی مكان های طیف نمایان خواهد شد كه به [[خطوط فرانهوفر]] معروفند. | |
| − | گوستا و | + | گوستا و كیرشهوف آلمانی پی برد كه همین پدیده را می توان 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 كه 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 كوچكی متمركز می كند و طیفی كه پدید می آورد پرنور تر است. |
| − | == '''انواع | + | == '''انواع طیف''' == |
| − | + | برخی از [[فوتون]] ها بوسیله عناصر مخصوص به خود جذب شده و برای مدت كمی برانگیخته می شوند، و پس از برانگیخته شدن [[انرژی]] برابری را در جهات مختلفی پراكنده می كنند و مقدار كمی از آن به ما میرسد. | |
| − | اگر | + | اگر بیشترین مقدار نور از بین گاز ها به طیف نگار برسد فقط آن بخشی كه به وسیله [[مولکول]] ها یا [[اتم]] ها جذب می شود در طیف حاصل تیره می شود كه به ما توانایی تشخیص نوع اتم را می دهد. |
| − | بر خلاف [[ | + | بر خلاف [[طیف جذبی]]،اگر طیف نگار در جایی قرار بگیرد كه فوتون ها بعد از جذب بوسیله اتم به آن جا گسیل شوند، طیف حاصل فقط خطوطی در زمینه تاریك خواهد بود. |
| − | + | بنابراین می توانیم از یك [[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 . | ||
| سطر ۵۴: | سطر ۵۴: | ||
== '''[[نمودار هرتسپرونگ-راسل]]''' == | == '''[[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 تشكیل دهنده ی جو خورشید''' |
| − | + | گفتیم كه ازهر عنصر نیز می توان طیفی ایجاد كرد.خطوط طیف بر اثر جذب یا نشر [[انرژی]] [[فوتون]] ها توسط اتم عناصر بوجود آمده اند.از آنجایی كه 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 كند". | |
| − | حال ما | + | حال ما می توانیم با ثبت طیف خورشید و مقایسه این طیف با عناصری كه در آزمایشگاه به دست آمده اند، تركیب آن را مشخص كنیم. |
| − | + | طیف خورشید یك طیف جذبی با تقریبا 30000 خط تاریك است. به عنوان مثال با خطوط طیفی عنصر آهن با مجموعه معینی در طیف خورشید مطابقت دارد. پس نتیجه می گیریم كه آهن به صورت بخار در خورشید یافت می شود. | |
| − | + | فراوانی چند عنصر برگزیده عبارت اند از: | |
* [[هیدروژن]](90درصد) | * [[هیدروژن]](90درصد) | ||
* [[هلیوم]](10درصد) | * [[هلیوم]](10درصد) | ||
| − | * [[ | + | * [[اكسیژن]](84ر0 درصد) |
*[[ كربن]](32ر0) | *[[ كربن]](32ر0) | ||
| − | * | + | * سیلیسیم(12ر0) |
| − | * | + | * نیتروژن(10ر0) |
| − | * | + | * منیزیم(07ر0) |
* آهن(07ر0) | * آهن(07ر0) | ||
* گوگرد(05ر0) | * گوگرد(05ر0) | ||
| − | با | + | با این روش معلوم شده است كه دست كم 82 عنصر از 92 عنصر طبیعی [[زمین]] در جو خورشید یافت می شود. به طوری كه از خطوط طیفی نسبتا ضعیف طیف خورشید برمی آید، همه عناصر موجود در جو(به جز هیدروژن و هلیم) كلا كمتر از 2 درصد جرمی آن است. |
| − | == ''' | + | == '''تعیین دمای خورشید''' == |
| − | + | یكی از روش های تعیین [[دما]] ستاره از روی طیف آن مستلزم سه گام مقدماتی است: | |
| − | 1. | + | 1.تعیین توزیع انرژی طیف: |
| − | + | منحنی انرژی یك طیف از راه زیر بدست می آید: | |
| − | * | + | * ایجاد كردن طیف بر روی پرده |
| − | * | + | * تبدیل نور به انرژی گرمایی در هر طول موج،بدین طریق كه اجازه داده می شود كه نور بوسیله ی جذب كننده ی خوبی(جسم سیاه)جذب گردد. |
| − | * | + | * تعیین مقدار انرژی گرمایی هر طول موج |
| − | * رسم | + | * رسم منحنی انرژی نسبت به طول موج |
| − | 2. | + | 2.پیدا كردن [[طول موج]] مربوط به [[انرژی]] ماكزیمم |
| − | 3.به كار بردن قانون | + | 3.به كار بردن قانون وین:T× λmax=289×10^5 |
| − | درمورد | + | درمورد خورشید،طول موج انرژی ماكزیمم 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 كه 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 یكی از این دو روش سطح كل زیر منحنی انرژی به كار می رود. مقداری كه به دست می آید برابر °K 5750 است كه آن را "[[دمای موثر]]" می نامند. | |
| − | در مورد دوم از شدت | + | در مورد دوم از شدت نسبی نور در چندین طول موج مختلف استفاده می شود. دمایی كه به این روش به دست می آید "[[دمای رنگ]]" نام دارد. كه در خورشید نزدیك به °K 7000 است. |
| − | + | دمای واقعی را می توان میانگینی از این مقادیر اختیار كرد: | |
| − | (6150+5750+7000)/3=6300°K= | + | (6150+5750+7000)/3=6300°K=دمای واقعی |
| − | با | + | با مقایسه اعداد بدست آمده در می یابیم كه دمایی كه معمولا برای محاسبات دیگر بكار 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 كنیم. |
| − | '''محاسبه شار | + | '''محاسبه شار تابشی''' : به میزان انرژی خارج شده از واحد سطح یك 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 | + | == '''محاسبه درخشندگی''' == |
| − | + | درخشندگی(L)میزان كل [[انرژی]] خارج شده از منبع درواحد زمان است و از آنجا كه خورشید كروی است، مساحت آن ها از رابطه ی روبرو بدست می آید: S=4πr^2 | |
| − | پس اگر در شار ضرب شود حاصل | + | پس اگر در شار ضرب شود حاصل درخشندگی خواهد بود:L=4πr^2∂T^4 |
| − | در | + | در این فرمول ما هنوز شعاع خورشید(r) را بدست نیاورده ایم،پس برای محاسبه درخشندگی از راه دیگری استفاده می كنیم. 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 كنیم. |
| − | راه | + | راه دیگر برای محاسبه درخشندگی،استفاده از فرمول زیر است: |
m-M=2/5log(LM/Lm) | m-M=2/5log(LM/Lm) | ||
| − | [[قدر ظاهری]] و | + | [[قدر ظاهری]] و روشنایی ظاهری را از راه های فوتومتری از روی [[زمین]] محاسبه كرده، [[قدر مطلق]] را از نمودار H-R بدست آورده و در فرمول قرار می دهیم. |
| − | در | + | 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 نكته كه خورشید كروی است و با در اختیار داشتن شعاع خورشید می 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 | ||
| − | == ''' | + | == '''تعیین فاصله''' == |
| − | با | + | با جای گذاری قدر مطلق و ظاهری خورشید كه به ترتیب از نمودار H-R و روش های رصدی بدست می آیند،می 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 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 میكنیم. هر ستاره از خود امواج نوری ساطع می كند. اگر ستاره به سوی ما در حركت 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 ۱۷۲: | سطر ۱۷۲: | ||
| − | == ''' | + | == '''میدان مغناطیسی''' == |
| − | + | مبتنی بر [[اثر زیمان]] خطوط طیفی در یك میدان نیرومند مغناطیسی یا به چندین مولفه شكافته می شوند و یا به وجه قابل ملاحظه ای پهن می شوند. چگونگی شكافتن یا میزان پهن شدن بسته به [[میدان مغناطیسی]] است. با بررسی میزان شكافتگی خطوط عناصر در طیف خورشید، می توانیم به میدان مغناطیسی آن پی ببریم. | |
| − | == '''دوران | + | == '''دوران خورشید''' == |
| − | مشاهده | + | مشاهده می شود كه طیف های شعاع نوری كه از دوكناره ی متقابل خورشید می آیند، تفاوت های بارزی با هم دارند: نور لبه ای كه از ناظر دور می شود حكایت از انتقال به سرخ می كند و لبه دیگر كه به ناظر نزدیك می شود حاكی 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 | ||
| سطر ۱۸۸: | سطر ۱۸۸: | ||
| − | == ''' | + | == '''نتیجه گیری''' == |
| − | + | برخی اطلاعات بدست آمده از این پروژه: | |
| − | * قطر: | + | * قطر:1390000كیلومتر |
| − | * فاصله | + | * فاصله میانگین از زمین:150000000كیلومتر |
| − | * [[دمای موثر]]:5750درجه | + | * [[دمای موثر]]:5750درجه كلوین |
* [[قدر مطلق]](M):+8ر4 | * [[قدر مطلق]](M):+8ر4 | ||
| − | * گونه | + | * گونه طیفی:G2 |
* دوره تناوب چرخش در استوا:24روز و 16 ساعت | * دوره تناوب چرخش در استوا:24روز و 16 ساعت | ||
| − | * برونداد انرژی(تمام | + | * برونداد انرژی(تمام خورشید):26^10×8ر3 وات |
==منابع== | ==منابع== | ||
| − | 1.نجوم | + | 1.نجوم دینامیكی،رابرت تی. دیكسون،احمد خواجه نصیرطوسی،نشر دانشگاهی |
| − | 2. | + | 2.الفبای المیاد نجوم جلد دوم،محمد بهرام پور،نشر دانش پژوهان جوان |
| − | 3. | + | 3.آشنایی با اخترفیزیك ستاره ای،اریكا 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 ۱ سپتامبر ۲۰۱۲، ساعت ۲۱:۲۷
محتویات
چكیده
خورشید نزدیكترین ستاره به ماست،اما باز هم فاصله آن از ما به قدری دور است كه نمی توان با اندازه گیری های رایج و معمولی به خصوصیات آن پی برد. یكی از راه هایی كه به انسان در شناخت این ستاره و ستارگان دیگر كمك كرده است، طیف سنجی است. با طیف سنجی خورشید می توان به بسیاری از خصوصیات فیزیكی آن از جمله تركیب،دما،قطر و...دست یافت. در اینجا قصد داریم با بررسی طیف ستاره و از روی قواعد و فرمول ها و روابط كشف شده به بررسی برخی ویژگی های تنها ستاره منظومه شمسی بپردازیم.
مقدمه
ما در جهانی زندگی می كنیم كه 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 نزدیك ترین ستاره ها(پس از خورشید) از ما به قدری است كه 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 كه بررسی ستارگان،سحابی ها و... بدلیل فاصله بسیار دور آن ها به روش های معمول ممكن نیست، باید از راه های دیگری به بررسی پرداخت. تنها راهی كه برای پی بردن به ماهیت و ویژگی های اجرام آسمانی مخصوصا ستارگان وجود دارد، نوری است كه از آن ها به ما می رسد.دانشمندان توانسته اند با بررسی همین مورد به اطلاعات زیادی دست پیدا كنند.
روش های زیادی برای بررسی نور كشف و تكمیل شده اند. یكی 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 نزدیكترین ستاره یعنی خورشید استفاده كنیم.ابتدا اندكی درمورد طیف سنجی و انواع طیف توضیح داده و سپس سراغ مباحث محاسباتی می رویم.
طیف نگار
برای بدست آوردن طیف یكستاره،نور آن را از یك شكاف نازك و سپس از یك عدسی موازی ساز می گذرانیم. پرتوهای نوری به صورت موازی با هم به منشور رسیده، به رنگ های گوناگون تجزیه شده و بر روی یك صفحه عكاسی كانونی می شوند. هرگاه نور خورشید را از طریق چنین وسیله ای نظاره كنیم خطوط تاریكی در برخی مكان های طیف نمایان خواهد شد كه به خطوط فرانهوفر معروفند.
گوستا و كیرشهوف آلمانی پی برد كه همین پدیده را می توان در آزمایشگاه با گذراندن نور سفید از میان گاز های گوناگون بدست آورد.
نوع دیگری از طیف نما باتوری پراش وجود دارد.نوری كه 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 كوچكی متمركز می كند و طیفی كه پدید می آورد پرنور تر است.
انواع طیف
برخی از فوتون ها بوسیله عناصر مخصوص به خود جذب شده و برای مدت كمی برانگیخته می شوند، و پس از برانگیخته شدن انرژی برابری را در جهات مختلفی پراكنده می كنند و مقدار كمی از آن به ما میرسد.
اگر بیشترین مقدار نور از بین گاز ها به طیف نگار برسد فقط آن بخشی كه به وسیله مولکول ها یا اتم ها جذب می شود در طیف حاصل تیره می شود كه به ما توانایی تشخیص نوع اتم را می دهد.
بر خلاف طیف جذبی،اگر طیف نگار در جایی قرار بگیرد كه فوتون ها بعد از جذب بوسیله اتم به آن جا گسیل شوند، طیف حاصل فقط خطوطی در زمینه تاریك خواهد بود.
بنابراین می توانیم از یك 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 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.
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
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 تشكیل دهنده ی جو خورشید
گفتیم كه ازهر عنصر نیز می توان طیفی ایجاد كرد.خطوط طیف بر اثر جذب یا نشر انرژی فوتون ها توسط اتم عناصر بوجود آمده اند.از آنجایی كه 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 كند".
حال ما می توانیم با ثبت طیف خورشید و مقایسه این طیف با عناصری كه در آزمایشگاه به دست آمده اند، تركیب آن را مشخص كنیم.
طیف خورشید یك طیف جذبی با تقریبا 30000 خط تاریك است. به عنوان مثال با خطوط طیفی عنصر آهن با مجموعه معینی در طیف خورشید مطابقت دارد. پس نتیجه می گیریم كه آهن به صورت بخار در خورشید یافت می شود.
فراوانی چند عنصر برگزیده عبارت اند از:
- هیدروژن(90درصد)
- هلیوم(10درصد)
- اكسیژن(84ر0 درصد)
- كربن(32ر0)
- سیلیسیم(12ر0)
- نیتروژن(10ر0)
- منیزیم(07ر0)
- آهن(07ر0)
- گوگرد(05ر0)
با این روش معلوم شده است كه دست كم 82 عنصر از 92 عنصر طبیعی زمین در جو خورشید یافت می شود. به طوری كه از خطوط طیفی نسبتا ضعیف طیف خورشید برمی آید، همه عناصر موجود در جو(به جز هیدروژن و هلیم) كلا كمتر از 2 درصد جرمی آن است.
تعیین دمای خورشید
یكی از روش های تعیین دما ستاره از روی طیف آن مستلزم سه گام مقدماتی است:
1.تعیین توزیع انرژی طیف:
منحنی انرژی یك طیف از راه زیر بدست می آید:
- ایجاد كردن طیف بر روی پرده
- تبدیل نور به انرژی گرمایی در هر طول موج،بدین طریق كه اجازه داده می شود كه نور بوسیله ی جذب كننده ی خوبی(جسم سیاه)جذب گردد.
- تعیین مقدار انرژی گرمایی هر طول موج
- رسم منحنی انرژی نسبت به طول موج
2.پیدا كردن طول موج مربوط به انرژی ماكزیمم
3.به كار بردن قانون وین:T× λmax=289×10^5
درمورد خورشید،طول موج انرژی ماكزیمم برابر 4700 آنگستروم است.
دمای نور سپهر خورشید برابر است با:
T=289×10^5/4700=6150°K
دمایی كه 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 یكی از این دو روش سطح كل زیر منحنی انرژی به كار می رود. مقداری كه به دست می آید برابر °K 5750 است كه آن را "دمای موثر" می نامند.
در مورد دوم از شدت نسبی نور در چندین طول موج مختلف استفاده می شود. دمایی كه به این روش به دست می آید "دمای رنگ" نام دارد. كه در خورشید نزدیك به °K 7000 است. دمای واقعی را می توان میانگینی از این مقادیر اختیار كرد:
(6150+5750+7000)/3=6300°K=دمای واقعی
با مقایسه اعداد بدست آمده در می یابیم كه دمایی كه معمولا برای محاسبات دیگر بكار 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 كنیم.
محاسبه شار تابشی : به میزان انرژی خارج شده از واحد سطح یك 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
درخشندگی(L)میزان كل انرژی خارج شده از منبع درواحد زمان است و از آنجا كه خورشید كروی 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 كنیم. دمای خورشید را در پیش بدست آوردیم(گونه طیفی(G،حال با رسم خطی موازی و افقی درنمودار هرتسپرونگ-راسل،درخشندگی را تعیین می كنیم.
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 كرده، 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
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 نكته كه خورشید كروی است و با در اختیار داشتن شعاع خورشید می توان 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
با جای گذاری قدر مطلق و ظاهری خورشید كه به ترتیب از نمودار H-R و روش های رصدی بدست می آیند،می توان فاصله را برحسب پارسك 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
سرعت ستاره در راستای دید ما سرعت شعاعی نام دارد.برای یافتن سرعت شعاعی ستارگان از پدیده دوپلر استفاده میكنیم. هر ستاره از خود امواج نوری ساطع می كند. اگر ستاره به سوی ما در حركت 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
E=L.t E=nhf=hc/λ h=1/602×10^-19 J t=E/L=10^10year
میدان مغناطیسی
مبتنی بر اثر زیمان خطوط طیفی در یك میدان نیرومند مغناطیسی یا به چندین مولفه شكافته می شوند و یا به وجه قابل ملاحظه ای پهن می شوند. چگونگی شكافتن یا میزان پهن شدن بسته به میدان مغناطیسی است. با بررسی میزان شكافتگی خطوط عناصر در طیف خورشید، می توانیم به میدان مغناطیسی آن پی ببریم.
دوران خورشید
مشاهده می شود كه طیف های شعاع نوری كه از دوكناره ی متقابل خورشید می آیند، تفاوت های بارزی با هم دارند: نور لبه ای كه از ناظر دور می شود حكایت از انتقال به سرخ می كند و لبه دیگر كه به ناظر نزدیك می شود حاكی 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
برخی اطلاعات بدست آمده از این پروژه:
- قطر:1390000كیلومتر
- فاصله میانگین از زمین:150000000كیلومتر
- دمای موثر:5750درجه كلوین
- 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
1.نجوم دینامیكی،رابرت تی. دیكسون،احمد خواجه نصیرطوسی،نشر دانشگاهی
2.الفبای المیاد نجوم جلد دوم،محمد بهرام پور،نشر دانش پژوهان جوان
3.آشنایی با اخترفیزیك ستاره ای،اریكا بوم-ویتنس،پیمان صاحب سرا،نشر دانشگاهی
4.نجوم به زبان ساده،مایردگانی،محمدرضاخواجه پور،گیتاشناسی
5.www.roshd.ir
