در حال ویرایش خواص فیزیکی ستارگان

{{تکمیلی}}
از طیفی كه از نور یك ستاره به دست می آید برای تعیین دمای سطح آن یعنی دمای لایه ای كه به "نور سپهر" موسوم است نیز استفاده می شود. دمای نور سپهر ستاره ها بسیار كمتر از دمای داخل آن هاست.

دمارا معمولا بر حسب مقیاس مطلق(یا كلوین)كه به صورت ᴷ نمایش داده می‌شود بیان می كنند. برای تبدیل مقیاس مطلق به سانتیگراد باید 273 درجه از اولی كم كرد. دمای نور سپهر ستاره ها در حدود هزاران درجه ی مطلق است.

دمای سطحی ستاره ها معمولا در حدود 5000 تا 7000درجه كلوین است. ستاره های فوق سوزان نظیر زتا-كشتی دم دمایی برابر با 30000 درجه كلوین دارند و قراینی وجود دارد حاكی از این كه دمای سطحی بعضی ستارگان به 50000 درجه كلوین می رسد.از سوی دیگر دمای سرد ترین ستاره شناخته شده (خی-دجاجه) كه ستاره متغیری است به هنگام مینیموم فقط 1800 درجه كلوین یا در حدود 1500 درجه سلسیوس است. <ref name="multiple1">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

== دمای ستارگان ==
===مقدمه===
از طیفی كه از نور یك ستاره به دست می آید برای تعیین دمای سطح آن یعنی دمای لایه ای كه به «نور سپهر»موسوم است نیز استفاده می شود. دمای نور سپهر ستاره ها بسیار كمتر از دمای داخل آن هاست.

دمارا معمولا بر حسب مقیاس مطلق(یا كلوین)كه به صورت ᴷ نمایش داده میشود بیان می كنند.برای تبدیل مقیاس مطلق به سانتیگراد باید 273 درجه از اولی كم كرد.دمای نور سپهر ستاره ها در حدود هزاران درجه ی مطلق است.

دمای سطحی ستاره ها معمولا در حدود 5000 تا 7000 درجه ی كلوین است.ستاره های فوق سوزان نظیر زتا_كشتی دم دمایی برابر با 30000 درجه كلوین دارند و قراینی وجود دارد حاكی از این كه دمای سطحی بعضی ستارگان به 50000 درجه كلوین می رسد.از سوی دیگر دمای سرد ترین ستاره ی شناخته شده (خی_دجاجه) كه ستاره ی متغیری است به هنگام مینیموم فقط 1800 درجه كلوین یا در حدود 1500 درجه ی سلسیوس  است.

گوشزد:برای تبدیل مقیاس سلسیوس به فارنهایت اولی را درضرب كرده و 32 را به حاصل بیفزایید.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

[[پرونده:2.PNG|وسط]]

===محاسبه ی دمای ستارگان===
یكی از روش های تعیین دمای ستاره از روی طیف آن مستلزم سه گام مقدماتی  است.

الف)تعیین توزیع انرژی طیف
[[پرونده:Landa_max.JPG|200px|thumb|left|شکل(1):توزیع انرژی در یک طیف.شدت،یعنی مقدار انرژی موجود در خطوط مختلف در یک طیف،بسیار متفاوت است.این منحنی مقدار انرژی (محور قائم)که در هر طول موج وجود دارد نشان می دهد،مثلا در لاندا مقدار انرژی با ارتفاع ستون سایه خورده ی عمودی مشخص می شود.طول موج بخصوصی که این منحنی در آن ماکزیمم می شود با[[پرونده:3.PNG]] مشخص شده است.از این عدد در قانون وین استفاده می شود تا دمایی سطحی یک ستاره تعیین شود.  ]]
ب)پیدا كردن طول موج مربوط به انرژی ماكزیموم

به شكل (1) نگاه كنید.این طول موج با [[پرونده:3.PNG]] مشخص شده است و برای محاسبه ی دمای ستاره به كار می رود.از این عدد( لاندا مكس) در قانون ویت استفاده می شود تا دمای سطحی یك ستاره تعیین شود. 

پ)به كاربردن قانون وین:ویلهلم وین(1864-1928)فرمول ساده ای بدست آورد كه [[پرونده:3.PNG]] رو به دما مرتبط كند:


[[پرونده:44.PNG|وسط]]

بنابراین فرمول،طول موجی كه انرژی در آن ماكزیموم است به طور معكوس با دما متناسب است؛یا این كه هرچه دما بیشتر باشد مقدار [[پرونده:3.PNG]] كوچكتر است.این مطلب را به آسانی می توان اثبات كرد.وقتی آهن را حرارت دهیم نخست گرمای سرخ(طول موج بلند)كمسویی از آن ساطع می شود.سپس با افزایش دما رنگ آن به نارنجی زردوآبی(طول موج موتاه)تغییر می كند.
وقتی [[پرونده:3.PNG]] تعیین شد فرمول وین محاسبه ی دمای ستاره را میسر می سازد.درمورد خورشید طول موج انرژی ماكزیمم برابر 4700 آنگستروم(یا 470 نانومتر) است.دمای نور سپهر خورشید برابراست با:

[[پرونده:55.PNG|وسط]]

دمایی كه به این روش محاسبه می شود به دمای «جسم سیاه»موسوم است.(جسم سیاه مفهوم فیزیكی جسمی است كه جذب كننده ی كامل تابش است).<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

===روش های دیگر تعیین دما===
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 ودر روش دیگر مقادیر انرژی به دست می آید.

در مورد اول به جای انرژی ماكسیموم انرژی كل زیر منحنی به كار می رود ودر روش دیگر مفادیر انرژی ای كه در چند طول موج از منحنی انرژی به دست می آید.
درمورد اول به جای انرژی ماكزیموم انرژی كل زیر منحنی برای تعیین دمای خورشید به كار می رود.مقداری كه به دست می آید برابر 5750 درجه ی كلوین است.این مقدار را دمای موثر می نامند.

در مورد دوم از شدت نسبی نور در چندین طول موج های مختلف استفاده می شود.دمایی كه به این روش به دست می آید دمای رنگ نام دارد.دمای رنگ خورشید 7000 درجه كلوین است.

گوشزدها:

1.در این جا تاكید شد كه این دماها مربوط به لایه های سطحی ستاره است كه نور را گسیل می كنند.دمای اخل ستاره ها از مرتبه ی بزرگی كاملا متفاوتی است.دمای داخل ستاره ها از مرتبه ی هزاران درجه نیست بلكه از مرنبه ی میلیون ها درجه است.

2.سه روش بالا سه دمای مختلف برای سطح خورشید به دست می دهند«دمای واقعی»میانگین آن هاست.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

==فواصل ستارگان==
===مقدمه===
برخی از ستاره ها نسبتا به ما نزدیك اند؛نوری كه از آن ها ساطع می شود پس از چند سال به ما می رسد؛فاصله ی ستاره های دیگر ما را به حیرت می افكند.

این بخش به روش مستقیم تعیین فاصله ی ستاره ها مربوط می شود.

در بعضی از روش های غیر مستقیم پیدا كردن فواصل از اطلاعاتی استفاده می شود كه از ستاره های نوع خاصی نظیر قیفاووسی هاRR_شلیاقی هاو... به دست می آید.این روش ها را به هنگام بررسی به اختصار شرح خواهیم داد.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

===روش مستقیم===
یكی از روش ها برای یافتن فاصله ی ستاره ها مثلث بندی یا روش مستقیم نام دارد.(شکل 2)در این روش كه مساحان هم از آن استفاده می كنند فاصله ای چون AC با اندازه گیری سه كمیت تعیین می شود:طول یك خط كه به طور دلبخواه اختبار شده است مانند AB و دو زاویه ی A و B .خط AB به خط وضعیت موسوم است.فاصله ی AC به كمك این خط واین دو زاویه محاسبه می شود.در این شكل نقاطAوCدر دو سوی متقابل یك دریاچه اند.فرمول های متداول مثلثات مقدماتی در این محاسبات به كار می رود.
[[پرونده:06.JPG|300px|thumb|left|شکل (2):روش تعیین فاصله از خورشید تا ستاره ی نزدیک]]
دقت اندازه گیری موقعی خوب است كه اندازه ی خط وضعیت بافاصله ی مورد نظر مقایسه باشد.بنابراین اگر AC دو كیومتر باشد خط وضعیت نیز باید در حدود دو كیلومتر باشد.

اِشكالی كه در تعیین فاصله  برای منجم وجود دارد دراختیار نداشتن خط وضعیتی است كه به اندازه ی كافی طویل باشد.بزرگترین خطی كه وی در اختیار دارد قطر مدار زمین به دور خورشید(300میلیون كیلومتر)كه كسر كوچكی از فاصله ی ما تا نزدیك ترین ستاره است.

با استفاده از این خط وضعیت زاویه ی A در شكل زیر به دقت اندازه گیری می شود.شش ماه بعد كه زمین در نقطه ی B قرار دارد زاویه ی B به دقت تمام اندازه گرفته می شود.با استفاده از این اطلاعات وفرمول های مثلثاتی مربوط می توان زاویه ی C وفواصل AC و BC و OC را محاسبه كرد.
  
این روش كه تنها برای تعیین فاصله ی ستاره های نزدیك به كار می رود بر این فرض مبتنی است كه مكان نسبی ستاره های دوردست در یك دوره ی شش ماهه تغییرچندانی پیدا نمی كند.

گوشزدها:
1.فاصله ی یك ستاره معمولا به معنی فاصله ی بین مركزستاره ومركز خورشید است.بعضی مواقع فاصله ی بین مراكز ستاره و زمین به كا می رود.از اختلاف ین این دو كه حداكثر برابر شعاع زمین است در اندازه گیری فواصل ستاره ای می توان چش
[[پرونده:07.JPG|300px|thumb|left|شکل (3):زاویه ی D به اختلاف منظر موسوم است.]]م پوشی كرد.
2.بنابر توافق میان منجمان شعاع مدار زمین به عنوان خط وضعیت است نه قطر آن.

3.زاویه ای كه شعاع مدار زمین در راس ستاره می سازد،به اختلاف منظر مرسوم است.هرچه ستاره دورتر اختلاف منظر كمتراست.(شکل 3)

اختلاف منظر ستاره ها زوایای فوق العاده كوچكی اند.حتی نزدیك ترین آنها كهɑ(آلفا)_قنطورس است اختلاف منظری برابر با0/756 ثانیه ی قوسی دارد.این زاویه بسیار كوچكتر اززاویه ای است كه تحت آن یك سكه ی یك ریالی از فاصله ی یك كیلومتری دیده می شود.اختلاف منظر ستاره های دیگر0/1 ثانیه وكمتر است.

اندازه گیری زاویه ای به این كوچكی كاری است سخت وطاقت فرسا.در جریان یافتن اختلاف منظر ستاره های مختلف تصحیحات بسیاری را باید در قرائت های راصد اعمال كرد.(امروزه برخی از این تصحیحات با تكنیك هایی كهبرای اندازه گیری اختلاف منظر ابداع شده است به طور اتوماتیك انجام می شود).

بعضی از این تصحیحات به خاطر حركت ستاره است ومنشا تصحیحات دیگر حركت ناظر.تصحیحات دیگری نیز وجود دارد كه معلول شكست نور به وسیله ی جو زمین است.

در شش ماهی كه بین دورصد وقفه می افتد ستاره خود ممكن است نسبت به ستارگان دیگر حركت كرده باشد.در این مدت منظومه ی شمسی همراه با ناظر تغییر مكان می دهد.برای اینكه برآورد معقولی از اندازه ی این تصحیحات به دست آید برای هر ستاره تحت مطالعه چندین دسته اندازه گیری كه كه طی چندین سال انجام شده است بررسی می شود.از روی اندازه گیری هایی كه به فاصله ی یك سال از هم انجام انجام شده است می توان تصحیحاتی را برآورد كرد كه در نتیجه ی ان حركات ضرورت پیدا می كند.تصحیحات مربوط به شكست نور به وسیله ی جو زمین را باید به دقت تمام محاسبه كرد وگرنه خطای زیادی در تعیین فاصله راه می یابد.

فاصله بیشتر ستاره ها را نمی توان به این روش به دست آورد زیرا اختلاف منظر آن ها به قدری كوچك است كه حتی با بهترین وسایل موجود اندازه گرفتنی نیست.روش مستقیم یا روش اختلاف منظر البته محدودیت های خود را دارد تلاطم جو زمین محدودیا قاطعی بر دقت اندازه گیری اختلاف منظر از روی زمین ،اعمال می کند.تا چند دهه پیش فقط اختلاف منظر چندین هزار ستاره،حداکثر تا 130 سال نوری اندازه گیری شده بود.در سال 1989 ماهواره ی هیپارکوس که جو زمین را پشت سر گذاشته بود،به نتایجی دست یافت که از اثرات شکست نور و تلاطم جو برکنار بود.این ماهواره در یک برنامه ی سه ساله فاصله و حرکت خاص 118 هزار ستاره را تا فاصله ی 300 سال نوری اندازه گرفت.دقت هیپارکوس در اندازهع گیری زاویه در حدود یک هزار ثانیه قوس بود.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

===واحد های فواصل ستاره ای===

فاصله ی ستاره ها از ما به قدری زیاد است كه واحد های معمولی-مثلا كیلومتر-به درد نمی خورد.نزدیك ترین ستاره000’000’000’000’40 كیلومتر از ما فاصله دارد.عددی كه نوشتن آن به خاطر سپردن آن و به كاربردن آن سخت است.
[[پرونده:08.JPG|300px|thumb|left|شکل (4):تعریف پارسک.اگر(1) زاویه ی B مساوی °90 باشد،(2) ظلع AB برابر 000’000’150 کیلومتر باشد و (3) زاویه ی D برابر 1 ثانیه باشد،آنگاه طول ضلع BD مساوی یک پارسک است.]]
در نجوم معمولا سه واحد به كار می رود:الف)واحد نجومی ب)پارسك پ)سال نوری.

الف)واحد نجومی بنا به تعریف برابر فاصله ی زمین تا خورشید یعنی تقریبا 150 میلیون كیلومتر است.این واحد از نظر نجومی واحدی نسبتا كوچك است وبیشتر برای بیان فواصل در منظومه ی شمسی به كار می رود.به این ترتیب فاصله ی سیاره ی پلوتون 40 واحد نجومی یا 000’000’150×40كیلومتر(000’000’000’6)است.(AU علامت اختصاری واحد نجومی است).

ب)تعریف پارسك بر زاویه ای كه در شكل (4) نشان داده شده مبتنی است.اگر اختلاف منظرD برابر یك ثانیه ی قوسی باشد فاصله ی بین ستاره وخورشید بنا به تعریف برابر یك پارسك است.
 
یك پارسك فاصله ی فوق العاده بزرگی است.این واحد بر حسب كیلومتر تقریبابرابر30 میلیون كیلومتر است .

این شكل بزرگی پارسك رو به خوبی نشان نمی دهد زیرا زاویه به مقیاس كشیده نشده است.وقتی شكل به مقیاس كشیده شود زاویه ی A خیلی به˚90 نزدیك خواهد بود(برابر˚90 منهای 1ثانیه است)اضلاع BD و AD تقریبا موازی اند ونقطه ی D بسیار دوراز ضلع AB واقع است.

یك پارسك 205’206 برابر یك واحد نجومی است.

برحسب این واحد ˓فاصله ی نزدیك ترین ستاره آلفای قنطورس˓ 1/3 پارسك است.ستاره های دیگر به فاصله ی صدها و هزارها پارسك اند.

به رابطه ی ساده میان اختلاف منظر یك ستاره وفاصله ی آن به پارسك باید توجه داشت.یكی عكس دیگری است.بنابراین ستاره ای كه اختلاف منظر آن 0/5 ثانیه ی قوسی است به فاصله ی دو پارسك و ستاره ای كه اختلاف منظر آن 0/2 ثانیه ی قوسی است به فاصله ی 5 پارسك وستاره ای كه اختلاف منظر آن 0/1 ثانیه ی قوس است به فاصله ی 10 پارسك قرار دارد والی آخر.

پ)واحد دیگر فاصله ی نجومی سال نوری است كه به صورت فاصله ای كه یك شعاع نور در مدت یك سال می پیماید تعریف می شود.یك سال نوری برابر 9/47 تریلیون كیلومتراست.(12∧10×9/5)است.بنابرین یک پارسک برابر است با :

[[پرونده:09.PNG|وسط]]

برحسب این واحدɑ_قنطورس برابر 4/3 سال نوری از ما فاصله دارد و یا این كه نوری كه ما از این ستاره دریافت می كنیم 4/3 سال در راه بوده است.

فاصله بر حسب پارسك را به آسانی می توان به صورت فاصله برحسب سال نوری بیان كرد.

یك پارسك= 3/26 سال نوری
دو پارسك= 6/52 سال نوری 
ده پارسك= 32/6 سال نوری والی آخر.

سوای خورشید وɑ_قنطورس˓ ستاره های زیر در زمره ی نزدیك ترین ستاره ها به ما اند:ستاره ی بارنارد به فاصله ی 5/9 سال نوری˓ وولف 359 به فاصله ی 7/8 سال نوری˓لالاند 21185  به فاصله ی 8/1 سال نوری(این ستاره ها به نام منجمانی كه در مورد آن ها تحقیق كرده اند نامیده شده اند).<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

==اندازه ی ستارگان==
===مقدمه===
ستاره ها به اندازه های گوناگون اند.كوچكترین ستاره ی شناخته شده كه قطر آن 6500 كیلومتر است با شماره ی كاتالوگی 8247°AC+70 {كاتالوگ آسترو گرافیك(AC)˓ستاره ی شماره ی 8247˓میل°70}مشخص می شود.
بزرگ ترین ستاره ی شناخته شدهƐ(اپسیلون)_ممسك العنان B است كه قطری در حدود 1500 تا 2000 برابر قطر خورشید دارد.(قطر خورشید 1390000 كیلومتر است).
قطر یك ستاره را نمی توان مستقیما به كمك تلسكوپ اندازه گرفت.ستاره ها حتی در یك تلسكوپ بزرگ هم چون نقاطی نورانی به نظر می رسند.كه قطری قابل اندازه گیری ندارند.اساس روش هایی که برای اندازه گیری قطر واقعی ستاره ها ابعداع شده اند بر تداخل سنجی مبتنی اند.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>
===تعیین قطر ستاره با تداخل سنج===
[[پرونده:012.JPG|300px|thumb|left|شکل (5):تداخل سنج مایکلسون.آینه های A و D با هم به داخل یا به سمت خارج حرکت می کنند تا آن که نوارهای تاریک و روشنی که در چشمی تلسکوپ دیده می شود،ناپدید گردد.وقتی این فاصله بخصوص میان آینه ها معین شد،محاسبه ی قطر زاویه ای ستاره آسان است.]]
در سال های اخیر روش هوشمندانه ای كه بر تداخل نور مبتنی است برای اندازه گیری قطر ستارگان به كار رفته است.با این روش در واقع قطر زاویه ای اندازه گرفته می شود.البته این نقص به حساب نمی آید زیرا اگر قطر زاویه ای و فاصله ی ستاره معلوم باشد قطر واقعی را به سهولت می توان محاسبه كرد.

قطر زاویه ای زاویه ای است كه قطر ستاره به راس چشم ناظر می سازد.
[[پرونده:013.PNG|300px|thumb|left|شکل (6):تصویر ستاره به صورتی که از مجموعه ی تداخل سنج و تلسکوپ دیده می شود.ستاره به صورت قرص کوچکی به نظر می رسد که با نوارهای روشن و تاریک متناوب پوشانده شده است.این نوارها به ازای یک و فقط یک فاصله بین آینه ها از بین می روند و سرتاسر فرث به یک اندازه روشن می شود]]
این روش كه ابتدا به توسط مایكلسون پیشنهاد شد در سال1920در رصد خانه ی مونت ویلسون مورد استفاده قرار گرفت.تداخل سنجی كه بر انتهای فوقانی تلسكوپ 2/5 متری نصب شد اساسا از میله ای فولادی تشكیل شده بود كه بر آن چهار آینه قرار داشت:دو آینه ی بیرونی˓ A و D را می توان در امتداد میله حركت داد به طوری كه حداكثر فاصله ی بین آن ها  610 سانتی متر است.دو آینه ی داخلی˓ B و C ثابت اند.
كار آینه های متحرك آن است كه دوتابه ی  1 و 2 را كه بیشترین فاصله ی ممكن(طول میله)را از هم دارند˓بگیرند.كار آینه های ثابت این است كه این هردو تابه را به داخل تلسكوپ بفرستد.به شكل (5) نگاه كنید:
[[پرونده:014.JPG|300px|thumb|left|شکل (7):قطر زاویه ای،زاویه ای است که قطر یک دایره در چشم ناظر می سازد.]]
كاملا محقق شده است كه این تابه ها كه به اصطلاح از نقاط مختلف ستاره ی واحدی می آیند تداخل خواهند كرد.تصویر ستاره در تلسكوپ دیگر نه یك نقطه ی نورانی است و نه یك قرص جعلی پراش بلكه مجموعه ای است از نوار های باریك روشن وتاریك كه كم وبیش به دندانه های یك شانه می ماند.

هم به طور نظری هم از راه آزمایش ثابت شده است كه این نوار ها به ازاء فاصله ی معینی میان آینه های متحرك از میان می روند.در این فاصله به شرط آن كه ستاره بزرگ باشد نوار های روشنی كه یك نیمه ی ستاره پدید آورده است بر نوار های تاریك نیمه ی دیگر منطبق می شود.در این فاصله بین آینه ها سرتاسر تصویر به یك اندازه روشن است.به شكل (6) نگاه كنید:
 
اگر فاصله ی بین آینه های متحرك باSمشخص شود˓قطر زاویه ای(شكل 7)ستاره را می توان از فرمول زیر محاسبه كرد:

12S= قطرزاویه ای
 
فاصله ی S باید برحسب سانتیمتر بیان می شود.قطر زاویه ای بر حسب ثانیه ی قوس است.

این روش تنها قابل انطباق به بزرگترین نزدیك ترین وپرنور ترین ستاره هاست.قطر زاویه ای كمتر از بیست ستاره به روش تداخل سنجی اندازه گیری شده است.

برای قطر های زاویه ای كوچك فاصله ی بین آینه ها باید در حدود چند صد متر باشد.ولی چند ستاره ای كه قطرشان به این طریق اندازه گیری شده است دارای اهمیت زیاد اند.زیرا قطر هایی را كه ازز راه های غیر مستقیم محاسبه شده اند تایید می كنند.

برخی از ستاره هایی كه قطرشان با تداخل سنج اندازه گیری شده است عبارت اند از:ستاره ی متغیر یدالجوزا كه قطر زاویه ای آن 0/034 و 0/042 ثانیه ی قوسی تغییر می كند وسماك رامح ودبران كه هر یك قطری زاویه ای برابر 0/020 ثانیه ی قوس دارند.

چون فاصله ی این ستاره ها معلوم است قطر خطی آن ها را با ضرب كردن قطر زاویه ای در فاصله می توان به دست آورد.قطر یدالجوزا مساوی 500 برابر قطر خورشید است.قطر های زاویه ای سماك رامح و دبران به ترتیب 25 و 40 برابرقطر خورشید است.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>
===تعیین قطر ستاره ها از روی درخشندگی آن ها===
روش دیگری كه برای تعیی نقطر ستاره ها به كار می رود بر رابطه ی میان درخشندگی(L)˓دما(T)و قطر(D) ستاره مبتنی است.

درخشندگی معیار روشنی واقعی ستاره است وكمیتی است كه می توان آنرا به سهولت برای بسیاری از ستاره ها به دست آورد.

درخشندگی معمولا به صورت مضارب یا كسرهایی از درخشندگی خورشید بیان می شود.درخشنده ترین ستاره های شناخته شده ستاره ای است در ابر ماژلانی بزرگ موسوم به S_ماهی طلایی.درخشندگی این ستاره 600000 است یعنی 600000 بار از خورسید پرنورتر است.بدین معنی كه اگر خورشید و S_ماهی طلایی را به یك فاصله فرضا یك پارسك قرار دهیم ستاره ی اخیر 600000 مرتبه پرنورتر به نظر می رسد.معنی دیگر این گفته این است كه ستاره ی یاد شده در هر ثانیه 600000 برابر خورشید نور به فضا گسیل می كند.

ستاره ای كه ذاتا كم فروغ ترین ستاره ی شناخته شده است ندیم BD+4°4048 (ستاره ی شماره ی 4048 در كاتالوگ بن كه میل آن4N°است).
درخشندگی آن فقط [[پرونده:010.PNG]] خورشید است.

درخشندگی یك ستاره به دو عامل بستگی دارد: (1)اندازه ی ستاره و (2) مقدار نور مرئی كه از هر واحد سطح(متر مربع) آن گسیل می شود˓كه این به نوبه ی خود تابع دمای سطحی ستاره است.

فرمولی كه سه كمیت یاد شده را به هم مربوط می كند عبارت است از:

[[پرونده:011.PNG|وسط]]

D قطر برحسب قطر خورشید است.T دمای سطح ستاره برحسب درجه ی مطلق و L درخشندگی ستاره برحسب درخشندگی خورشید است.
5750 دمای مؤثر سطح خورشید(نور سپهر)است.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

==جرم وچگالی ستارگان==
===مقدمه===
تفاوت جرم،میان ستاره ها بسیار كم است.جرم بیشتر ستاره ها بین یك پنج و پنج برابر خورشید است.

دامنه ی تغییرات جرم نیز محدود است.یكی از پرجرم ترین ستاره های شناخته شدهHD698 (ستاره ی شماره ی698در كاتالوگ طیف های ستارگان كه در دانشگاه هاروارد تهیه شده وبه افتخار دانشمند مریكایی هنری دری پر Henry draper نامگذاری شده است)˓جرمی 113 برابر جرم خورشید دارد.یكی از سبك ترین ستاره های شناخته شده لویتن B8-726 است كه جرم آن فقط یك-بیست و پنجم جرم خورشید است. 

در حال حاضر هیچ روش مستقیمی برای پیدا كردن جرم یك ستاره وجو ندارد.ولی چندین روش غیر مستقیم موجود است.یكی از این روش ها را تنها در مورد جفت ستاره هایی می توان به كاربرد كه به دوتایی های مرئی موسوم اند.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

===جرم دوتایی های مرئی===

یك دوتایی جفت ستاره ای است كه چون زمین و ماه برگردد گرانیگاه مشتركشان می گردند.اگر دو ستاره ی این جفت جدا از هم دیده شوند جفت را دوتایی مرئی می نامند.تاكنون در حدود 60000 دوتایی مرئی شناخته شده است.

اصلی كه در یافتن جرم یك دوتایی مورد استفاده قرار میگیرد بر قانون هارمونیك كپلر مبتنی است كه آن را می توان به صورت فرمول ساده ای بیان كرد كه مجموع دو جرم فاصله ی بین آنها ودوره تناوب حركت انتقالی را به هم مربوط می كند.این فرمول عبارت است از:

[[پرونده:015.PNG|وسط]]

كه در آن M+m مجموع دو جرم بر حسب واحد جرم خورشید است p زمانی كه لازم است تا خط واصل دو ستاره یك دوران كامل را تمام كند(كه بر حسب سال نوری بیان می شود)و a فاصله ی متوسط بین دوستاره(برحسب واحد نجومی)است.فاصله ی "a" و دوره ی تناوب "p" از مشاهده ی مستقیم به دست می آید.جرم منظومه ی دوتایی M+m به كمك فرمول بالا محاسبه می شود.

برای محاسبه ی جرم تك تك ستارگان هر جفت˓رصد های دیگری باید انجام شود.این رصد ها به حركت مطلق هر ستاره ی منظومه ی دوتایی حول گرانیگاه مشتركشان مربوط می شود.جرم سنگین تر بیضی بزرگی را طی می كند.از روی اندازه ی این بیضی ها نسبت دوجرم تعیین می شود كه همراهان با مجموع جرم ها برای تعیین جرم هر ستاره كافی است.

فرضا اگر مجموع دو جرم 8 برابر جرم خورشید و نسبت آن ها 3 به 1 باشد جرم ها یكی 6 و دیگری 2 برابر جرم خورشید خواهد بود.

جرم گونه ی دیگری از منظومه های دوتایی را كه به دوتایی های طیف نمودی موسوم اند می توان تعیین كرد.یك دوتایی طیف نمودی یك جفت ستاره است كه حتی در یك تلسكوپ بزرگ هم به صورت یك واحد به نظر می رسد.ماهیت واقعی این واحد تنها در مطالعه ی طیف نمایی آن آشكار می شود.طیف ستاره حاكی از آن است كه از دو ستاره تشكیل شده است كه متناوبا به ناظر زمینی نزدیك و از او دور می شوند.حركت آن ها شبیه حركت دووزنه ی یك دمبل دوار است.بیش از1500دوتایی طیف نمودی شناخته شده است.

عیوق پنجمین ستاره ی از لحاظ روشنی ظاهری یك دوتایی طیف نمودی است.جرم عضو پرنور تر 18/4برابر واز آن ندیمش32/3برابر جرم خورشید است.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

===جرم ستاره های چگال===
این روش تعیین جرم،قابل تطبیق به ستاره هایی است كه گرانش سطحی آن ها بسیار زیاد است.نیروی گرانش در چندین نوع ستاره بسیار بزرگ است.یكی از آن ها به كوتوله های سفید معروف است.گرانش سطحی زیاد در ستاره های كوتوله ی سفید  ناشی از چگالی های فوق العاده ماده ی تشكیل دهنده ی این ستاره هاست.

جرم كوتوله های سفید نسبتا معمولی است(در حدود جرم خورشید)ولی حجم آن ها بسیار كوچك تر از حد معمول است(واز این رو ((كوتوله))نام گرفته اند).قطر آن ها فقط چند برابر قطر زمین است.

جرم این ستاره هارا می توان به كمك نظریه ی نسبیت عام انیشتین محاسبه كرد.بنابر این نظریه طول موج نوری كه از ستاره ای با جاذبه ی گرانشی شدید سطحی گسیل می شود دستخوش اندكی تغییر می شود.هر طول موج اندكی زیاد می شود.این تغییر در طول موج خطوط طیفی را"انتقال نسبی"می نامند ومعمولا فوق العاده كوچك ولی قابل اندازه گیری است.مقادیر اندازه گرفته شده در محسبه ی جرم ستاره هایی چون كوتوله ی سفید به كار می روند.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

===چگالی ها===
چگالی˓طبق معمول˓از تقسیم جرم بر حجم به دست می آید.این حاصل قسمت میزان تراكم ماده ی تشكیل دهنده ی ستاره را نشان می دهد.

ستاره ها ار حیث چگالی˓با هم تفاوت های زیادی دارند.این تفاوت ها عمدتا به علت آن است كه گستره ی مقدار حجم در آنها  وسیع است.

حدود مقادیر چگالی ستارگان آدمی را متحیر می سازد.توله˓ندیم شعرای یمانی˓یكی از ستاره های بسیار چگال است.جرم آن برابر جرم خورشید˓ولی حجم آن فقط [[پرونده:016.PNG]] حجم خورشید است.چون چگالی متوسط  خورشید5/1 برابر چگالی آب است˓چگالی متوسط توله50000 برابر چگالی آب است.یك قاشق از این ماده یك تن وزن دارد!و با این حال توله چگال ترین ستاره ی شناخته شده نیست.
در مركز ستاره های نوترونی چگالی برابر با10به توان 14 تا 10 به توان 15 برابر چگالی ْآب است.یك سانتیمتر مكعب آن جرمی برابر با10 به توان12 یا یك میلیون كیلو گرم خواهد داشت.
از سوی دیگر ستاره هایی هم وجود دارد كه چگالی آن ها [[پرونده:017.PNG]] چگالی هوا است.چگالی آنها كمتر از چگالی خلاء معمولی قابل حصول در آزمایشگاه است.آن ها را بیشتر اوقات «خلاءداغ سرخ» می نامند.بزرگترین ستاره ی شناخته شده˓Ɛ(اپسیلون)_ممسك العنان به خاطرداشتن كمترین چگالی نیز متمایز است.مقداری كه برای چگالی آن حدس زده می شود در حدود[[پرونده:018.PNG]]چگالی آب است.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>


==حركات ستارگان==
===مقدمه===
اكنون دیگر همه می دانند «ثوابت» حركت می كنند و به سرعت های زیاد هم حركت میكنند واین حركات در طول،فرضا یك قرن،شكل صورت های فلكی را اندكی تغییر می دهد.این كه تاكنون سرعت های زیاد ترتیب صورت های فلكی را بر هم نزده است معمول فاصله ی ستارگان و نیز به علت زمان نسبتا كوتاهی(در مقیاس نجومی)است كه ستارگان تحت رصد منظم بوده اند.

اندازه گیری سرعت ستاره ها مستلزم دقت زیاد است و علاوه بر این حركت ناظر هم آن راپیچیده میكند.نه تنها ستاره حركت می كند بلكه ناظر نیز در چندین حركت شركت می جوید:الف:دوران روزانه ی زمین به دور محورش ب:تغییرات مختصر در امتداد محور زمین پ:گردش سالانه ی زمین برگرد خورشید ت:حركت خورشید و منظومه ی شمسی در فضا.این حركت ها تغییر مكان هایی را در ستارهها موجب می شوند كه به «حركات عام» موسوم اند كه البته هیچ ربطی به حركت واقعی ستارگان ندارند.

سرعت واقعی یك ستاره كه به سرعت فضایی موسوم است از روی دو مؤلفه ی آن حساب می شود:یكی كه در امتداد خط دید است وسرعت شعاعی ستاره نامیده می شود.دیگری عمود بر خط دید است(حركت عرضی) وبه سرعت ظلی(مماسی)موسوم است.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>
===سرعت شعاعی===
مقدار این سرعت از روی طیف ستاره تعیین می شود.درمحاسبه ی آن از یك اصل بنیادی فیزیك موسوم به اثر دوپلر استفاده می شود كه بنابر آن طول موج های طیف چشمه ی نوری كه به ما نزدیك می شود كوتاه می گردد.تغییر هر طول موج كه باʎΔ نمایش داده می شود˓فرمول زیر به دست می آید:

[[پرونده:019.PNG|وسط]]

در این فرمول ʎ طول موج اصلی نور v سرعت نسبی نزدیك شدن و c سرعت نور است.

كمیات c و ʎ معلوم اند.تغییر طول موج را به آسانی می توان اندازه گرفت و سرعت نسبی نزدیك شدن را محاسبه كرد.همین فرمول را می توان در مورد دور شدن ستاره هم به كار برد˓كه در این مورد تغییر به سمت طول موج بلند تر است.خطوط طیف به جای آن كه در جای عادی خود بر طیف باشند در محل های جدید خطوط همگی به انتهای سرخ طیف نزدیك ترند.

در این نوع كار عملا از روش های عكسبرداری استفاده می شود.از دو طیف به طور همزمان بر یك صفحه عكاسی یكی بالای دیگری عكس گرفته می شود.طیف ستاره ی مورد مطالعه در كنار طیف مقایسه كه معمولا طیف آهن است˓قرار داده می شود.اگر ستاره هیچ سرعت شعاعی نداشته باشد خطوط آهن طیف ستاره برخطوط طیف مقایسه منطبق خواهد بود.ترتیب این خطوط در هر دو طیف الگوی مشابهی خواهد داشت.

در مورد ستاره ای كه دارای سرعت شعاعی باشد خطوط جابه جا خواهند شد و مقدار این جابه جایی ʎΔ ˓برای هر طول موج ʎ مستقیما از روی عكس به دست می آید.این مقادیر چون در فرمول دوپلر گذاشته شوند سرعت شعاعی ستاره را به دست خواهند داد.

بزرگ ترین سرعت شعاعی شناخته شده برابر 547 كیلومتر در ثانیه˓مربوط به ستاره ی CD_29°2277 (ستاره ی شماره ی 2277 در كاتالوگ كوردوبا با زاویه ی میل  S °29 )است. <ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>
===سرعت ظلی(مماسی)===
سرعت ظلی ستاره را حركت عرضی آن نیز می گویند كه اشاره ی آن به سرعت ستاره در صفحه ای عمود بر خط دید است.معمولا آن را برحسب كیلومتر در ثانیه بیان می كنند.

سرعت ظلی را نمی توان به طور مستقیم به دست آورد.آن را از ضرب كردن سرعت زاویه ای ستاره در فاصله ی آن به دست می آورند.معمولا سرعت زاویه ای را حركت خاص می نامند.ومقادیر آن را برحسب ثانیه ی قوس در سال بیان می كنند.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

===حركت خاص===
ستاره ی بارنارد(كه به افتخار كاشف آن ادوارد امر سن بارنارد(1857_1923)نامیده شده است)بزرگترین حركت [[پرونده:021.JPG|300px|thumb|left|شکل (8):سرعت فضایی. (آ) سرعت ستاره در امتداد خط دید،یعنی سرعت شعاعی به کمک فرمول دوپلر تعیین می شود.(ب) سرعت عمود بر خط دید از ضرب کردن سرعت زاویه ای ستاره در فاصله آن به دست می اید.سرعت واقعی ستاره در حرکتش در فضا با همان واحد ها،به وسیله ی قطر مستطیلی داده می شود که اضلاعش سرعت های شعاعی و ظلی اند. ]]خاص را در میان ستارگان دارد.اینستاره در حدود 10/5 ثانیه ی قوسی را در هر سال می پیماید و در 180 سال به اندازه ی 0/5 درجه(قطر زاویه ای ماه)حركت می كند.اكثر ستارگان به قدری دورند كه حركات خاص قابل سنجشی از خود بروز نمی دهند.از 25000000 ستاره ای كه تا كنون بررسی شده اند كمتر از یك سوم یك درصد˓قرائنی دال بر حركت خاص نشان داده اند.

كار مطالعه ی چنین تعداد زیادی ستاره با استفاده از روش های عكسبرداری همراه با نوعی میكروسكوپ موسوم به میكروسكوپ چشمك زن˓بسیار ساده تر شده است.عكس هایی از نواحی وسیعی از آسمان به فواصل زمانی سی ساله گرفته می شود سپس دو عكس در میكروسكوپ چشمك زن مشاهده می شود.دستگاهی در میكروسكوپ  وجود دارد كه متناوبا وبه سرعت یكی از عكس ها وسپس دیگری را روشن می كند.ستارگانی كه در این سی سال به اندازه ی 6 ثانیه ی قوسی حركت كرده باشند به نظر می رسد كه چشمك می زنند.در حالی كه دیگران پایدار می مانند. <ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>

===سرعت ستاره در فضا===

با دانستن مؤلفه های شعاعی و ظلی یافتن سرعت فضایی واقعی ستاره آسان است.این سرعت برابر قطر مستطیلی است كه سرعت های شعاعی و ضلی اضلاع آن اند.(شكل 8)

بیش ترین سرعت فضایی شناخته شده ی یك ستاره 660كیلومتر بر ثانیه است.<ref name="multiple3">نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور / انتشارات گیتا شناسی </ref>



== منبع ==

<references />

[[category:اخترفیزیک]]