[align=center]آشنائي با ردههاي طيفي ستارگان[/align]

مهمترين اطلاعاتی كه بايد در مورد يك ستاره بدانيم، چيست؟ شايد قدر ستاره در صدر فهرست دانستهها قرار گيرد، اما درست در پشت آن رده طيفی ستاره قرار می گيرد. بدون رده طيفی، ستاره چيزی جز يك چشمه نور نيست. با اضافه شدن حروف كوتاهی چون V”2“G يا IVshne”5“B ستاره، موردنظر بهسرعت دارای شناسنامهای خاص ميشود. افرادی كه قادر بهدرك معني اين كُدها هستند، ميتوانند ماهيت ستاره موردنظر را كه شامل رنگ، اندازه و ميزان درخشندگي آن نسبت بهخورشيد و ديگر انواع ستارگان، خصوصيات منحصربهفرد و گذشته و آينده آن را مشخص كنند.


ردههاي طيفي ستارگان
مهمترين اطلاعاتی كه بايد در مورد يك ستاره بدانيم، چيست؟ شايد قدر ستاره در صدر فهرست دانستهها قرار گيرد، اما درست در پشت آن رده طيفی ستاره قرار می گيرد. بدون رده طيفی، ستاره چيزی جز يك چشمه نور نيست. با اضافه شدن حروف كوتاهی چون V”۲“G يا IVshne”۵“B ستاره، موردنظر بهسرعت دارای شناسنامهای خاص ميشود. افرادی كه قادر بهدرك معني اين كُدها هستند، ميتوانند ماهيت ستاره موردنظر را كه شامل رنگ، اندازه و ميزان درخشندگي آن نسبت بهخورشيد و ديگر انواع ستارگان، خصوصيات منحصربهفرد و گذشته و آينده آن را مشخص كنند.
شيوه جديد ردهبندی طيفی ستارگان آنچنان موفق بوده است كه از سال ۱۳۲۲/۱۹۴۲ تاكنون تقريباً بدون تغيير باقی مانده است. اين شيوه طبقهبندی فقط بر دو خاصيت فيزيكی يعنی فشار جوّی و دمای سطحی ستاره كه در طيف ستاره ظاهر ميشوند، استوار است.

اين خواص، اطلاعات فراوانی را در اختيار ما ميگذارد كه بهكمك آنها ميتوان چهره و داستان زندگي يك ستاره را بهتصوير كشيد. دماي سطحی، نشاندهنده رنگ و روشنايي سطحي ستاره است (روشنايي سطحي بيانگر ميزان نور تابش شده از واحد سطح ستاره است). فشار جوّي بستگي مستقيم بهميزان گرانش در سطح ستاره دارد. بنابراين اين فشار بيانگر اندازه و جرم ستاره است. اندازه و روشنايي سطح ستاره تعيينكننده درخشندگي واقعي آن است (درخشندگي، مقدار كل نوري است كه ستاره تابش ميكند) عموماً اين دو خاصه ميتوانند موقعيت ستاره در دوره زندگي خود را نيز نشان دهند (جوان، ميانسال يا نزديك بهمرگ). با مقايسه درخشندگي و درخشندگي ظاهري ستاره در آسمان (قدر ظاهري) ميتوان بهفاصله ستاره از زمين پيبرد. همچنين بهپيوست رده طيفي اصلي يك ستاره ميتوان با افزودن حروفي، خواص ويژه شيميايي، گستردي جو، فعاليتهاي سطحي غيرمعمول، حركت چرخشي سريع يا ديگر ويژگيهاي مخصوص را نشان داد.
همه رصدگران آسمان بايد اطلاعات مختصري درباره ردههاي طيفي ستارگان داشته باشند.

كالبدشكافي نور ستاره
داستان را از سال ۱۸۰۲، يعني زماني آغاز ميكنيم كه دانشمند انگليسي ويليام ولستون، پرتويي از نور خورشيد را ابتدا از شكافي باريك عبور داد و بعد آن را از منشوري گذراند. شكاف باريك سبب ميشود كه رنگين كمان آشناي ايجاد شده پس از گذر از منشور، بسيار واضح و عاري از تداخلهاي رنگي مرسوم باشد. ولستون با استفاده از اين طيف نسبتاً دقيق متوجه خطوط تاريك باريكي با ضخامتهاي متفاوت در طيف خورشيد شد. با گذشت زمان، تغييري در اين خطوط تاريك مشاهده نشد و تقريباً در درون طيف ثابت ماندند. بعدها اين خطوط را جوزف وان فرانهوفر دستهبندي و مشخص كرد. از اينرو به «خطوط فرانهوفر» معروفاند.
بعد از اين تجربه خطوط طيفي مشابه با خطوط تاريك طيف خورشيد در آزمايشگاههاي فيزيك نيز بهثبت رسيد، با استفاده از يك شكاف و منشور، دانشمندان دريافتند كه وقتي مادهاي چه جامد، مايع يا حتي گاز چگال تا اندازهاي گرم شود كه نور از خود منتشر كند، طيف نورِ تابيده شده آن پيوسته بدون خط است. در عوض يك گاز منبسط شده داغ فقط در يك رنگ خاص يا چند طول موج خاص نور ميتاباند كه بهشكل خطوط روشن و باريكي در طيف گرفنه شده از آن نمايان ميشوند (زمينه بقيه طيف تاريك است). اگر نمونهاي از همين گاز اما بهصورت سرد را در راه نور يك چشمه تابان كه طيفي پيوسته در تمام طولموجها دارد قرار دهيم، در طيفِ پيوسته نورِ تابان، خطوط جذبي تاريكي (در همان طول موجي كه خطوط نشري اين گاز را ديديم) ايجاد ميكند.
در سال ۱۸۹۵ ماهيت اين جريان مشخص شده بود، درواقع ما سطح نسبتاً چگال و داغ را از بين جوّ سرد و رقيق كه بين راه تابش قرار گرفته مشاهده ميكنيم و اين را از خطوط تاريك طيف خورشيد متوجه شديم. آنها حاصل جذب نور سطح خورشيد در جوّ آن هستند. درحقيقت دانشمندان موفق بهبررسي خورشيد در آزمايشگاههاي روي زمين شدند. تمام عناصر با پيوندهاي شيميايي متفاوت و در دماهاي متفاوت خطوط طيفي مخصوص بهخود را دارند و اين خطوط مانند اثر انگشت منحصربهفردند.
آنها نهفقط بيانگر اتمها و ملكولهاي تشكيل دهنده مواد هستند، بلكه مشخصكننده شرايط فيزيكي موجود در آن محيط (ازجمله دماي محيط) نيز هستند.
هنگامي كه منجمان اين ابزار متشكل از منشور و شكاف (طيفسنج) را بر تلسكوپ خود سوار كردند موفق بهمشاهده اين خطوط طيفي در نور ستارگان نيز شدند و اين يكي از باورنكردنيترين پيشرفتهاي نجومي قرن نوزدهم بوده است. سالها اخترشناسان بر اين باور بودند كه چگونگه تكامل و تشكيل ستاردگان، وراي ادراك بشر است. اما حالا ساختار خورشيد و ستارگان فقط با مقايسه خطوط طيفي مشاهده شده در تلسكوپ با خطوط جذبي مشاهده شده در آزمايشگاههاي روي زمين بهدست ميآيند. و بدينسان اخترفيزيك نوين متولد شد.

طبقهبندي طيف ستارگان

[align=center][/align]
[align=center](H-R) نمودار هرتسپرونگ - راسل[/align]

آنجلوسچي، نخستين شخصي بود كه بهصورت جِدّي دست بهطبقهبندي طيف ستارگان زد. او كه يك كشيش اخترشناس بود، در دهه ۱۸۶۰ با بررسي طيف صدها ستاره بهصورت بصري از پشت تلسكوپي مجهز بهطيفسنج، طيف ستارگان را در ۵ دسته اصلي قرار داد كه با پُرنورترين ستاره در هر دسته شناخته ميشدند. بهعنوان مثال ستارگان يك دسته كه داراي طيفي شبيه ستاره شباهنگ يا شِعراي يماني بودند كه مملو از خطوط جذبي مربوط بهاتمهاي هيدروژن است، بهنام رده شباهنگ نامگذاري ميشدند. اما دستهبندي اصلي و پايهگذار ردههاي طيفي امروز در رصدخانه دانشگاه هاروارد انجام شده است. در سال ۱۸۸۶ ادوارد سي.پيكْرينگ كه كارمند اين رصدخانه بود با استفاده از عكاسي بهدستهبندي طيف هزاران ستاره پرداخت. مجموعهاي از فعالان در رصدخانه هاروارد نيز او را ياري ميكردند. دستهبندي آنها بهاين صورت بود كه بهترتيب حروف از A تا G ستارگان را از سادهترين طيف تا پيچيدهترين آنها دستهبندي ميكردند. اما بهزودي روش طبقهبندي طبيعي بهتري در بين اين طيفها آشكار شد. اين گروه با تركيب و آرايش دوباره ردهبنديهاي پيشين متوجه شدند كه ميتوان طيفهاي شبيه بههم را در يك رشته پيوسته قرار داد. هر رشته حاوي ستارگان با رنگها و دماهاي مختلفاند كه از ستارگان داغ آبي-سفيد در انتهاي اين رشته تا ستارگان نارنجي- قرمز در طرف ديگر آن تشكيل ميشوند. اما هنوز براي علامتگذاري دوباره حروف خيلي زود بود. وقتي تمام ابهامات برطرف شد، اين طبقهبندي از داغترين ستاره تا سردترين بهصورت

O B A F G K M
تدوين شد.
رده طيفي ستارگان آبي را «اولي» و ستارگان سردِ قرمز را «آخري» ميناميم. اين اصطلاحات كه برپايه يك تصور نادرست (ستارگان با روند سادهاي با گذر سرد ميشوند و رنگشان از آبي تا سرخ تغيير ميكند) استوار است. اما هنوز كاربرد دارد. هركدام از اين ردههاي طيفي ميتوانند بهقسمتهاي كوچكتري تقسيم شوند، آنيجِي كانُن هر رده طيفي را بهزيرردههايي از o تا ۹ تقسيم كرد. مثلاً طيفي كه بين Go و Ko استاندارد قرار ميگرفت را ۵G ناميد.
با استفاده از اين رَويِه، كانن سرپرستي ردهبندي ۳۰۰ و ۳۲۵ طيف ثبت شده بر روي عكسهاي ميدان ديد باز را برعهده گرفت كه نتيجه اين دستهبندي فهرست هِنري دِريپِر (HD) و پيوسته فهرست او (HDE) بود كه براي نخستين بار در سال ۱۹۱۸ بهچاپ رسيد و تاكنون نيز يكي از منابع اصلي باقي مانده است. هنري راسل براي بهخاطر سپردن ردههاي طيفي، جمله راهنمايي را ارائه كرد كه تمام حروف ردههاي طيفي در اول هريك از كلمات اين جمله بودند:

“Ok Be A Fine Girl Kiss Me.”

انتخاب جمله يادآوري اين طيفها بهدست شماست. مثلاً ميتوانيد از جملة بداهه ساخته شده بابك امينتفرشي در كلاسهاي درس او استفاده كنيد:

« او بيا اي فندق گِرد كوچك من! »

كشف اجرام بسيار كمنور و قرمز (از كوچكترين كوتولههاي قرمز سرد گرفته تا كوتولههاي قهوهايي كه در مرز ستاره و سياره قرارميگيرند) باعث شده است كه اخيراً دو رده طيفي جديد بعد از حرف M در طبقهبندي طيفي ستارگان بهكار گرفته شود.
از بين حروف باقيمانده بهكار برده نشده در پارامترهاي نجومي، حروف L و T براي اين ردههاي طيفي انتخاب شدند (دليل پيچيده و خاص ديگري هم براي اين انتخاب وجود نداشت).

O B A F G K M L T

ردههاي طيفي ديگري نيز بهطور موازي بهردههاي طيفي قديمي اضافه شدند ولي نتوانستند خود را با ردهبندي كلاسيك گفته شده تطبيق دهند.
بهعنوان مثال رده طيفي لما براي ستارگان ولف-رايه (Wolf-Rayet) تقريباً مشابه آبيترين و داغترين ستارگان رده O هستند، اما خطوط نشري بسيار قوي نيتروژن (WN) ، كربن و اكسيژن (WC) دارند يا هيچكدام از اين دو را ندارند كه ستارگان (WR) را نمايان ميسازند. خطوط نشري بيانگر وجود لايهاي ضخيم از گاز داغ در اطراف اينگونه ستارههاست. اينطور بهنظر ميآيد كه ستاردگان رده لما، ليه هيدروژن اطراف خود را بهخارج دميده باشند و از اينرو لايههاي داغ مواد زيرين اين ستارگان آشكار شدهاند.
ستارگان بسيار پير و غول سرخ انتهاي رشته نيز مقدار زيادي كربن را در طيف خود نشان ميدهند. آنها بهستارههاي R و N معروفاند كه دانشمندان گونه ادغام شده اين دو را “C” مينامند.
ستارههاي كربني بهعلت سرخي بيش از حدّي كه دارند، با يك نگاه كوتاه با تلسكوپ، قابل شناسايياند. نمونه درخشان اينگونه در آسمان پاييز ستاره ۱۹-حوت (TX -حوت) در شكل حلقهمانند يكي از دو شاخه صورت فلكي حوت با رده طيفي ۵C ميدرخشد.

خطوط جذبي بارز اين گروه، خطوط روي هم افتاده مربوط بهپيوندهاي كربن ۲C ، CN وCH است كه انتهاي آبي طيف را تاريك ميكنند. بهبيان ديگر جوّ ستارگان كربني همانند يك صافي قرمز عمل ميكند. برعكس در بررسي طيف نشري آن(بهجاي جذبي) اين نوار طيفي با خطوطي آبيرنگ شناسايي ميشود. اين ملكولها (كه باعث قرمزيِ رنگِ ستارههاي كربني ميشود) در طيف جذبي دنبالهدارها نيز وجود دارند كه سبب درخشش طيف نشري دنبالهدارها در رنگ آبي-سبز هستند. درواقع جوّ ستارههاي رده C چنان از كوره گرمابخش مركزي ستاره دور شدهاند و دمايشان چنان كم شده كه امكان پيوند بين اتمها و ايجاد ملكولهاي خاص ميسر شده است.

رده طيفي نادر S نيز معمولاً شامل غولهاي سرخ ميشود. اين گروه موازي رده طيفي M قرار ميگيرد اما خطوط اكسيد تيتانيومي كه در ستارههاي M مشاهده ميشود را ندارند. بهجاي آن طيف اينگونه داراي آثاري مربوط بهاكسيد زيركونيم و اكسيد لانتانيم هستند.
سيارههاي احتمالي منظومههاي S ستارههاي با بادهاي قوي ستارهاي متشكل از تركيبات شيميايي عجيب و غريبي روبهرو ميشوند كه سطح اين كُرات را پوشيده از سنگهاي آغشته بهتركيبات عنصر زيركونيم ميكند.

غولها و كوتولهها
ستارههاي با رده طيفي مشابه نيز در همه موارد خطوط جذبي كاملاً مشابه يكديگر ندارند. در بعضي از ستارهها خطوط، باريك و واضحاند و در بعضي ديگر بهعلت عوامل مختلف، اين خطوط پهن ميشوند. در رأس اين عوامل، تأثير فشار جوّ ستاره است. تغييرات فشار در جوّ ستاره سبب تغيير شدت شعاعهاي خطوط حساس بهفشار ميشود. يادآور ميشويم كه فشار جوّي يك ستاره بيانكننده ميزان گرانش در سطح آن است. بنابراين با درنظر گرفتن اين عامل ميتوان اندازه ستاره را نيز تخمين زد. خطوط باريك نشاندهنده اين هستند كه ستاره موردنظر بسيار پهناور و بادكرده است و جوّ آن رقيق است و در فاصله نسبتاً زيادي از مركز گرانش ستاره قرار گرفته است. در فهرست هنري دريپر ردههاي طيفي داراي پيشوندهايي چون d براي كوتولهها (dwarf)، S براي غولها و C براي اَبَرغولها است.

اين حروف هماكنون نيز مورد استفاده قرار ميگيرند، اما در سال ۱۹۴۱ اين حروف را ويليام مُرگان و فيليپ كنان با علامتهايي كه جزييات بيشتري از ستاره را بيان ميكردند عوض كردند. اين روش جديد (روش MK) با تغييراتي كم هنوز هم روش استاندارد طبقهبندي ستارههاست. در اين روش ستارهها نسبت بهدرخشندگيشان با اعداد رومي علامتگذاري شدهاند. بهاين صورت كه شماره I براي اَبَرغولها (معمولاً بهترتيب كمشدن درخشندگي كلي بهچهار زيردستهO بهترتيب Iab, Ia, Ia و Ib تقسيم ميشوند). II براي غولهاي درخشان، III براي غولهاي معمولي، IV براي غولهاي كوچك، V براي ستارههاي متوسط و كوتولههاي درون رشته اصلي (اين گروه در تصوير پايين مشخص نشدهاند) و نيز VI براي كوتولههاي كوچك بهكار ميروند.

وقتي كه اين خصوصيات پشتِ سرِ هم و در نموداري كشيده شوند، نمودار حاصل، نمودار H-R يا هِرتْسْپرونگ-راسِل ناميده ميشود. اين نمودار از آغاز پيدايش خود يعني در سال ۱۹۱۱ ابزار علمي بيمانندي در اخترفيزيك بوده است.
بيشتر ستارهها باتوجه بهجرم و سنّشان در يك منطقه مشخص و رشتهمانندي از نمودار H-R قرارميگيرند. بيشتر ستارگان درست بعد از تولد، در رشته اصلي جاي ميگيرند. ستارههاي اين رشته وضعيت پايداري دارند و درخشندگيشان تغييرات شديدي در بازههاي كوتاهمدت ندارد. اين دوراني است كه ستاره بيشتر طول زندگي خود را در آن حالت سپري ميكند. ستارگان پُرجرم در قسمتهاي آبي و داغ در رشته اصلي نور افشاني ميكنند. اين ستارگان سوخت هستهاي خود را فقط در چند ميليون سال آغاز حيات بهپايان ميرسانند. اما ستارگاني با جرم كمتر مانند ستارگان زرد، نارنجي، كوتولههاي سرخ كه در بخش پايين و سمت راست رشته اصلي قرار ميگيرند ميلياردها سال طول ميكشد تا اين دوران زندگي خود را بهپايان برسانند.

هنگامي كه ذخيره هيدروژن هسته يك ستاره رو بهتمام شدن ميگذارد، ستاره از رشته اصلي خارج ميشود و بهقسمت بالاي سمت راست نمودار يعني محل غولهاي سرخ و اَبَرغولها ميرود. ستارگاني كه آغاز تولد خود را با بيشتر از هشت برابر جرم خورشيد شروع كردهاند، دوران تكامل خود را در مراحل پيچيدهتري و در خارج از رشتههاي مختلف درون نمودار ميگذرانند تا انرژي خود را بهمصرف برسانند. اينگونه ستارگان در پايان عمر خود بهصورت اَبَرنواختر منفجر ميشوند. غولهايي با جرم كمتر از اين گروه در آخر عمر خود بهطرف پايين سمت چپ نمودار حركت ميكنند و بهكوتولههاي سفيد مبدل ميشوند.
خورشيد تا حدود ۸ ميليارد سال ديگر بهاين نقطه از جدول ميرسد.

استثناها
طيف، اين نوار جادويي حتي ميتواند مطالبي بيش از آنچه گفته شد را نيز نمايان كند. حروف جدول زير براي بيان حالات ويژه ستارگان در ادامه رده طيفي آنها استفاده ميشوند. جدول زير بخشي از اين حروف را نشان ميدهد:

برخي از كدهاي طيفي ويژه عبارتند از :
Comp : طيف تركيبي كه دو رده طيفي در يكديگر آميخته شدهاند و ممكن است نشانگر ستاره دوتايي طيفي باشد كه از يكديگر تفكيك نشدهاند.
e : نشانگر خطوط نشري در طيف است (معمولاً مربوط بههيدروژن)

m :
داراي خطوط طيفي قوي غيرعادي فلزات (عناصر بهغير از هيدروژن و هليم) است كه براي ستارهاي كه گونه طيفي آن مشخص شده است بهكار ميرود. اين خاصه معمولاً در ستارههاي رده طيفي A ديده ميشود.
n : نشاندهنده خطوط جذبي پهن و محو كه حاصل سرعت زياد چرخش ستاره است.
nn : خطوط جذبي بسيار پهني كه حاصل سرعت بسيار زياد چرخش ستاره است و طيف آن ديده ميشود.
p : خاصيت ويژه غيرقابل تشخيص كه معمولاً در مورد گونه طيفي A كاربرد دارد كه بهطور غيرعادي داراي خطوط قوي فلزات هستند (مربوط بهستارگان Am).
s : نشانگر خطوط بسيار باريك و واضح جذبي
sh : ستاره داراي پوسته است (ستارههاي B تا F رشته اصلي كه داراي خطوط نشري تابش شده از يك پوسته گازي خارجياند).
Var : گونه طيفي متغير
WL : خطوط ضعيف (ستارههاي پير و كمفلز)


ميتوان شناسه عناصري را كه خطوط غيرعادي قوي در طيف ستاره ايجاد ميكنند را نيز در ادامه رده طيفي اضافه كرد. براي مثال ستاره اپسيلون-دباكبر ستارهاي از رده AoPIVCrEU) است كه در آن خطوط قوي كروميوم و يوروپيوم ديده ميشود و نيز دو نقطه نشان دهنده عدم اطمينان در عدد رومي مربوط بهدرخشندگي آن يعني IV است.
ريزهكاريهاي مربوط بهتعيين دقيق رده طيفي در بين آماتورها چندان رواج ندارد. بعضي از رصدگران ادعا ميكنند كه قادر هستند رده طيفي ستارگان را با استفاده از مشاهده رنگ آنها در چشمي با دقت خوبي تعيين كنند. هرچند كه رنگ عامل بسيار تعيينكننده در ردههاي طيفي اوليه (داغتر) يعني تا ۵K است (البته تا هنگامي كه سرخي حاصل از غبار بينْستارهاي در آن اثر نداشته باشد). اما عامل رنگ در ستارههاي گونههاي طيفي K تا m چندان تعيين كننده نيستند. چون آنها همه سرخاند.
مثلاً با مقايسه تهرنگ مربوط به اِبطُالجوزا (ستاره درخشان شانه شكارچي) كه از رده طيفي Iab۲M و دَبَران (ستاره پُرنور ثور) با رده طيفي III۵K، هيچگاه نميتوان بهصورت بصري اين اختلاف را تشخيص داد. بهعلاوه كوتولههايي با ردههاي طيفي G، K و M بهسرخي غولها و اَبَرغولهاي اين رده نيستند. با كمي تقريب هميشه ميتوان ستارههاي يك رده طيفي و يا نيمي از يك رده طيفي را با يكديگر همرنگ بهحساب آورد.
تفاوت بين طيفها فراتر از تفاوت در تركيبات شيميايي واقعي ستاره است. ستاره رده طيفي A ممكن است بهنظر آيد كه كاملاً از هيدروژن تشكيل شده است و نيز ستارهاي از رده طيفي K فقط داراي رد پايي از هيدروژن در بين خطوط فلزات باشد. ولي ستارگان A و K درواقع از يك تركيب تشكيل شدهاند.
تفاوت اتمها و يونهاي متفاوت فقط در دماهاي متفاوت در طيف اين ستارگان آشكار ميشود. حتي ستارگان كربني نيز عمدتاً از هيدروژن و هلیوم ساخته شدهاند. آمار مقدار واقعي هر عنصر را فقط در درون ستاره ميتوان اندازهگيري كرد. بسيار دشوار است كه خطوط معين در يك طيف ديده شده را با طيف پيشبيني شده از آن كه با نظريههاي اتمي بسط داده شده است مقايسه كنيم.
در قرن بيستم بيشتر پژوهشها مربوط بهطيف مرئي ستارگان بود. اما دهههاي اخير با وارد شدن آشكارسازهاي طولموجهاي غيرمرئي و ديگر پيشرفتهاي هيجانانگيز اخترشناسي توجه بهطيف نورمرئي كمتر شده است. با اينحال هنوز هم طيفسنجي نورمرئي سنگِ بناي اخترشناسي نوين بهحساب ميآيد.
برگرفته از : skyandtelescope.com
[برای مشاهده لینک ها شما باید عضو سایت باشید برای عضویت در سایت بر روی اینجا کلیک بکنید]