17.4: استخدام الأطياف لقياس نصف قطر النجوم وتكوينه وحركته
- Page ID
- 197348
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- افهم كيف يمكن لعلماء الفلك التعرف على نصف قطر النجم وتكوينه من خلال دراسة طيفه
- اشرح كيف يمكن لعلماء الفلك قياس حركة النجم ودورانه باستخدام تأثير دوبلر
- وصف الحركة الصحيحة للنجم وكيفية ارتباطها بسرعة الفضاء الخاصة بالنجم
يمكن أن يعلمنا تحليل طيف النجم جميع أنواع الأشياء بالإضافة إلى درجة حرارته. يمكننا قياس التركيب الكيميائي المفصل وكذلك الضغط في الغلاف الجوي. من الضغط، نحصل على أدلة حول حجمه. يمكننا أيضًا قياس حركتها نحونا أو بعيدًا عنا وتقدير دورانها.
أدلة على حجم النجمة
كما سنرى في The Stars: A Celestial Census، تأتي النجوم في مجموعة متنوعة من الأحجام. في بعض فترات حياتها، يمكن للنجوم أن تتوسع إلى أبعاد هائلة. تسمى النجوم بهذا الحجم المبالغ فيه العمالقة. لحسن الحظ بالنسبة لعالم الفلك، يمكن استخدام الأطياف النجمية لتمييز العمالقة عن النجوم العادية (مثل شمسنا).
لنفترض أنك تريد تحديد ما إذا كان النجم عملاقًا. النجم العملاق له غلاف ضوئي كبير ممتد. نظرًا لكبر حجم ذرات النجم العملاق، تنتشر ذرات النجم العملاق على حجم كبير، مما يعني أن كثافة الجسيمات في الغلاف الضوئي للنجم منخفضة. ونتيجة لذلك، يكون الضغط في الغلاف الضوئي للنجم العملاق منخفضًا أيضًا. يؤثر هذا الضغط المنخفض على الطيف بطريقتين. أولاً، يُظهر نجم ذو غلاف ضوئي منخفض الضغط خطوطًا طيفية أضيق من نجم بنفس درجة الحرارة مع غلاف ضوئي عالي الضغط (الشكل\(\PageIndex{1}\)). الفرق كبير بما يكفي بحيث يمكن للدراسة الدقيقة للأطياف معرفة أي من النجمين في نفس درجة الحرارة له ضغط أعلى (وبالتالي يكون أكثر ضغطًا) وأي منهما له ضغط أقل (وبالتالي يجب تمديده). يرجع هذا التأثير إلى التصادمات بين الجسيمات في الغلاف الضوئي للنجم - يؤدي المزيد من التصادمات إلى خطوط طيفية أوسع. بطبيعة الحال، ستكون التصادمات أكثر تكرارًا في بيئة ذات كثافة أعلى. فكر في الأمر مثل حركة المرور - تزداد احتمالية حدوث التصادمات خلال ساعة الذروة، عندما تكون كثافة السيارات عالية.
ثانيًا، تتأين الذرات في نجم عملاق أكثر من تلك الموجودة في نجم مثل الشمس بنفس درجة الحرارة. يحدث تأين الذرات في الطبقات الخارجية للنجم بشكل أساسي بسبب الفوتونات، ويتم تحديد كمية الطاقة التي تحملها الفوتونات من خلال درجة الحرارة. لكن مدة بقاء الذرات متأينة تعتمد جزئيًا على الضغط. وبالمقارنة مع ما يحدث في الشمس (بغطائها الضوئي الكثيف نسبيًا)، تقل احتمالية مرور الذرات المؤينة في الغلاف الضوئي للنجم العملاق بالقرب من الإلكترونات بما يكفي للتفاعل والاندماج مع واحد أو أكثر منها، وبالتالي تصبح محايدة مرة أخرى. الذرات المؤينة، كما ناقشنا سابقًا، لها أطياف مختلفة عن الذرات المحايدة.
وفرة العناصر
تم الآن تحديد خطوط الامتصاص لغالبية العناصر الكيميائية المعروفة في أطياف الشمس والنجوم. إذا رأينا خطوطًا حديدية في طيف النجوم، على سبيل المثال، فإننا نعلم على الفور أن النجم يجب أن يحتوي على الحديد.
لاحظ أن عدم وجود خطوط طيفية للعنصر لا يعني بالضرورة أن العنصر نفسه غائب. كما رأينا، ستحدد درجة الحرارة والضغط في الغلاف الجوي للنجم أنواع الذرات القادرة على إنتاج خطوط امتصاص. فقط إذا كانت الظروف المادية في الغلاف الضوئي للنجم بحيث يجب أن تكون خطوط العنصر (وفقًا للحسابات) موجودة، يمكننا أن نستنتج أن عدم وجود خطوط طيفية يمكن ملاحظتها يعني انخفاض وفرة العنصر.
لنفترض أن نجمين لهما درجات حرارة وضغوط متطابقة، لكن خطوط الصوديوم، على سبيل المثال، أقوى في واحدة منها في الأخرى. تعني الخطوط الأقوى وجود المزيد من الذرات في الغلاف الضوئي النجمي الذي يمتص الضوء. لذلك، نعلم على الفور أن النجم ذو خطوط الصوديوم القوية يحتوي على المزيد من الصوديوم. الحسابات المعقدة مطلوبة لتحديد مقدار الزيادة بالضبط، ولكن يمكن إجراء هذه الحسابات لأي عنصر يتم ملاحظته في أي نجم بأي درجة حرارة وضغط.
بالطبع، تجعل كتب علم الفلك مثل كتبنا دائمًا هذه الأشياء تبدو أسهل قليلاً مما هي عليه بالفعل. إذا نظرت إلى الأطياف النجمية مثل تلك الموجودة\(17.3.3\) في الشكل في القسم 17.3، فقد تشعر ببعض الشعور بمدى صعوبة فك تشفير جميع المعلومات الواردة في آلاف خطوط الامتصاص. بادئ ذي بدء، استغرق الأمر سنوات عديدة من العمل المختبري الدقيق على الأرض لتحديد الأطوال الموجية الدقيقة التي تحتوي عندها الغازات الساخنة لكل عنصر على خطوطها الطيفية. تم تجميع الكتب الطويلة وقواعد بيانات الكمبيوتر لإظهار خطوط كل عنصر التي يمكن رؤيتها في كل درجة حرارة. ثانيًا، تحتوي الأطياف النجمية عادةً على العديد من الخطوط من عدد من العناصر، ويجب أن نكون حريصين على فرزها بشكل صحيح. في بعض الأحيان تكون الطبيعة غير مفيدة، وخطوط العناصر المختلفة لها أطوال موجية متطابقة، مما يزيد من الارتباك. وثالثًا، كما رأينا في الفصل الخاص بالإشعاع والطياف، يمكن لحركة النجم تغيير الطول الموجي المرصود لكل من الخطوط. لذلك، قد لا تتطابق الأطوال الموجية المرصودة مع القياسات المختبرية تمامًا. من الناحية العملية، يعد تحليل الأطياف النجمية مهمة صعبة ومحبطة في بعض الأحيان تتطلب التدريب والمهارة.
أظهرت دراسات الأطياف النجمية أن الهيدروجين يشكل حوالي ثلاثة أرباع كتلة معظم النجوم. الهيليوم هو ثاني أكثر العناصر وفرة، حيث يشكل ما يقرب من ربع كتلة النجم. يشكل الهيدروجين والهيليوم معًا من 96 إلى 99٪ من الكتلة؛ في بعض النجوم، تصل إلى أكثر من 99.9٪. من بين 4٪ أو أقل من «العناصر الثقيلة»، يعد الأكسجين والكربون والنيون والحديد والنيتروجين والسيليكون والمغنيسيوم والكبريت من بين أكثر العناصر وفرة. بشكل عام، ولكن ليس دائمًا، تكون عناصر الوزن الذري المنخفض أكثر وفرة من تلك ذات الوزن الذري الأعلى.
ألق نظرة فاحصة على قائمة العناصر في الفقرة السابقة. اثنان من أكثر الأنواع وفرة هما الهيدروجين والأكسجين (اللذان يكونان الماء)؛ أضف الكربون والنيتروجين وبدأت في كتابة وصفة الكيمياء لطالب علم الفلك. نحن مصنوعون من عناصر شائعة في الكون - يتم خلطها معًا في شكل أكثر تعقيدًا بكثير (وبيئة أكثر برودة) مما هي عليه في النجوم.
كما ذكرنا في قسم أطياف النجوم (والأقزام البنية)، يستخدم علماء الفلك مصطلح «المعادن» للإشارة إلى جميع العناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم. يُشار إلى كسر كتلة النجم الذي يتكون من هذه العناصر بمعدن النجم. تبلغ نسبة معدن الشمس، على سبيل المثال، 0.02، حيث أن 2٪ من كتلة الشمس تتكون من عناصر أثقل من الهيليوم.
يسرد الملحق K مدى شيوع كل عنصر في الكون (مقارنة بالهيدروجين)؛ وتستند هذه التقديرات بشكل أساسي إلى دراسة الشمس، وهي نجمة نموذجية. ومع ذلك، لم يتم اكتشاف بعض العناصر النادرة جدًا في الشمس. تستند تقديرات كميات هذه العناصر في الكون إلى القياسات المختبرية لوفرتها في النيازك البدائية، والتي تعتبر ممثلة للمواد غير المعدلة المكثفة من السديم الشمسي (انظر فصل العينات الكونية وأصل النظام الشمسي).
السرعة الشعاعية
عندما نقيس طيف النجم، نحدد الطول الموجي لكل خط من خطوطه. إذا كان النجم لا يتحرك بالنسبة للشمس، فسيكون الطول الموجي المقابل لكل عنصر هو نفسه الذي نقيسه في المختبر هنا على الأرض. ولكن إذا كانت النجوم تتحرك نحونا أو بعيدًا عنا، يجب أن نفكر في تأثير دوبلر. يجب أن نرى جميع الخطوط الطيفية للنجوم المتحركة تتجه نحو الطرف الأحمر من الطيف إذا كان النجم يتحرك بعيدًا عنا، أو نحو النهاية الزرقاء (البنفسجية) إذا كان يتحرك نحونا (الشكل\(\PageIndex{2}\)). كلما زاد التحول، زادت سرعة تحرك النجم. هذه الحركة، على طول خط الرؤية بين النجم والراصد، تسمى السرعة الشعاعية وعادة ما تقاس بالكيلومترات في الثانية.
قام ويليام هاغينز، الرائد مرة أخرى، في عام 1868 بإجراء أول تحديد للسرعة الشعاعية للنجم. لاحظ تحول دوبلر في أحد خطوط الهيدروجين في طيف سيريوس ووجد أن هذا النجم يتحرك نحو النظام الشمسي. اليوم، يمكن قياس السرعة الشعاعية لأي نجم ساطع بما يكفي لملاحظة طيفه. كما سنرى في «النجوم: إحصاء سماوي»، تعتبر قياسات السرعة الشعاعية للنجوم المزدوجة أمرًا بالغ الأهمية في اشتقاق الكتل النجمية.
الحركة المناسبة
هناك نوع آخر من نجوم الحركة التي يمكن اكتشافها بالأطياف النجمية. على عكس الحركة الشعاعية، التي تقع على طول خط رؤيتنا (أي باتجاه الأرض أو بعيدًا عنها)، فإن هذه الحركة، التي تسمى الحركة المناسبة، تكون عرضية: أي عبر خط رؤيتنا. نراه كتغيير في المواضع النسبية للنجوم على الكرة السماوية (الشكل\(\PageIndex{3}\)). هذه التغييرات بطيئة للغاية. حتى النجم ذو الحركة المناسبة الأكبر يستغرق 200 عام لتغيير موضعه في السماء بمقدار يساوي عرض البدر، وحركات النجوم الأخرى أصغر حتى الآن.
لهذا السبب، بأعيننا المجردة، لا نلاحظ أي تغيير في مواقع النجوم الساطعة خلال حياة الإنسان. ومع ذلك، إذا تمكنا من العيش لفترة كافية، فستصبح التغييرات واضحة. على سبيل المثال، بعد حوالي 50,000 عام من الآن، سيجد المراقبون الأرضيون مقبض Big Dipper أكثر انحناءًا بشكل لا لبس فيه مما هو عليه الآن (الشكل\(\PageIndex{4}\)).
نقيس الحركة الصحيحة للنجم بالثواني القوسية (1/3600 درجة) سنويًا. أي أن قياس الحركة الصحيحة يخبرنا فقط بمقدار الزاوية التي غيّر فيها النجم موقعه على الكرة السماوية. إذا تحرك نجمان على مسافات مختلفة بنفس السرعة عموديًا على خط الرؤية، فإن النجم الأقرب سيُظهر تحولًا أكبر في موضعه على الكرة السماوية في غضون عام. على سبيل القياس، تخيل أنك تقف على جانب الطريق السريع. ستظهر السيارات وكأنها تتجاوزك. إذا شاهدت حركة المرور بعد ذلك من وجهة نظر تبعد نصف ميل، ستتحرك السيارات ببطء أكبر عبر مجال رؤيتك. من أجل تحويل هذه الحركة الزاوية إلى سرعة، نحتاج إلى معرفة مدى بُعد النجم.
لمعرفة سرعة الفضاء الحقيقية للنجم - أي سرعته الإجمالية والاتجاه الذي يتحرك فيه عبر الفضاء بالنسبة للشمس - يجب أن نعرف سرعته الشعاعية وحركته المناسبة والمسافة (الشكل\(\PageIndex{5}\)). يمكن لسرعة الفضاء للنجم أيضًا، بمرور الوقت، أن تتسبب في تغير بعده عن الشمس بشكل كبير. على مدى مئات الآلاف من السنين، يمكن أن تكون هذه التغييرات كبيرة بما يكفي للتأثير على السطوع الواضح للنجوم القريبة. اليوم، يعتبر سيريوس، في كوكبة Canis Major (الكلب الكبير)، ألمع نجم في السماء، ولكن قبل 100 ألف عام، كان النجم Canopus في كوكبة Carina (The Keel) هو ألمع نجم. بعد ما يزيد قليلاً عن 200,000 عام من الآن، سيكون سيريوس قد ابتعد وتلاشى إلى حد ما، وستحتل نجمة فيغا، النجمة الزرقاء الساطعة في ليرا، مكان شرفها كألمع نجم في سماء الأرض.
الدوران
يمكننا أيضًا استخدام تأثير دوبلر لقياس مدى سرعة دوران النجم. إذا كان الجسم يدور، فإن أحد جوانبه يقترب منا بينما ينحسر الآخر (ما لم يكن محور دورانه موجهًا نحونا تمامًا). من الواضح أن هذا هو الحال بالنسبة للشمس أو الكوكب؛ يمكننا مراقبة الضوء إما من الحافة المقتربة أو المنحدرة لهذه الأجسام القريبة وقياس تحولات دوبلر التي تنشأ من الدوران مباشرة.
ومع ذلك، فإن النجوم بعيدة جدًا بحيث تظهر جميعها كنقاط لم يتم حلها. أفضل ما يمكننا فعله هو تحليل الضوء من النجم بأكمله مرة واحدة. بسبب تأثير دوبلر، يتم تحويل الخطوط الموجودة في الضوء التي تأتي من جانب النجم الذي يدور نحونا إلى أطوال موجية أقصر ويتم تحويل الخطوط الموجودة في الضوء من الحافة المقابلة للنجم إلى أطوال موجية أطول. يمكنك التفكير في كل خط طيفي نلاحظه على أنه مجموع أو مركب للخطوط الطيفية الناشئة عن سرعات مختلفة فيما يتعلق بنا. كل نقطة على النجم لها تحول دوبلر خاص بها، لذا فإن خط الامتصاص الذي نراه من النجم بأكمله هو في الواقع أوسع بكثير مما سيكون عليه لو لم يكن النجم يدور. إذا كان النجم يدور بسرعة، فسيكون هناك انتشار أكبر لتحولات دوبلر ويجب أن تكون جميع خطوطه الطيفية واسعة جدًا. في الواقع، يسمي علماء الفلك خط التأثير هذا بالتوسع، ويمكن لمقدار التوسيع أن يخبرنا بالسرعة التي يدور بها النجم (الشكل\(\PageIndex{6}\)).
تُظهر قياسات عرض الخطوط الطيفية أن العديد من النجوم تدور بشكل أسرع من الشمس، وبعضها بفترات تقل عن يوم واحد! تدور هذه الدوارات السريعة بسرعة كبيرة بحيث يتم «تسطيح» أشكالها إلى ما نسميه الكرات الكروية المفلطحة. مثال على ذلك هو النجم Vega، الذي يدور مرة واحدة كل 12.5 ساعة. يعمل دوران Vega على تسطيح شكله لدرجة أن قطره عند خط الاستواء أوسع بنسبة 23٪ من قطره عند القطبين (الشكل\(\PageIndex{7}\)). تدور الشمس، مع فترة دورانها التي تبلغ حوالي شهر، ببطء شديد. أظهرت الدراسات أن النجوم تقلل من سرعة دورانها مع تقدم العمر. تدور النجوم الشابة بسرعة كبيرة، مع فترات دوران لأيام أو أقل. يمكن أن تتمتع النجوم القديمة جدًا بفترات دوران لعدة أشهر.
كما ترى، يعد التحليل الطيفي أسلوبًا قويًا للغاية يساعدنا على تعلم جميع أنواع المعلومات حول النجوم التي لم نتمكن ببساطة من جمعها بأي طريقة أخرى. سنرى في فصول لاحقة أن هذه التقنيات نفسها يمكن أن تعلمنا أيضًا عن المجرات، وهي أبعد الأشياء التي يمكننا ملاحظتها. بدون التحليل الطيفي، لن نعرف شيئًا تقريبًا عن الكون خارج النظام الشمسي.
علم الفلك والعمل الخيري
على مدار تاريخ علم الفلك، أحدثت مساهمات رعاة العلوم الأثرياء فرقًا كبيرًا في بناء أدوات جديدة وتنفيذ مشاريع بحثية طويلة الأجل. أصبح مشروع التصنيف النجمي لإدوارد بيكرينغ، والذي كان من المقرر أن يمتد على مدى عدة عقود، ممكنًا بفضل التبرعات الكبيرة من آنا درابر. كانت أرملة هنري درابر، الطبيب الذي كان أحد أكثر علماء الفلك الهواة إنجازًا في القرن التاسع عشر وأول شخص نجح في تصوير طيف النجوم. قدمت آنا درابر عدة مئات الآلاف من الدولارات لمرصد هارفارد. ونتيجة لذلك، لا يزال المسح الطيفي الكبير معروفًا باسم نصب هنري درابر التذكاري، ولا يزال يُشار إلى العديد من النجوم بأرقامها «عالية الدقة» في هذا الكتالوج (مثل HD 209458).
في سبعينيات القرن التاسع عشر، قرر صانع البيانو غريب الأطوار وقطب العقارات جيمس ليك (الشكل\(\PageIndex{8}\)) ترك بعض ثروته لبناء أكبر تلسكوب في العالم. عندما تم الانتهاء من بناء الرصيف الذي يضم التلسكوب في عام 1887، تم دفن جثة ليك فيه. وعلى قمة كريم الأساس، ظهرت آلة انكسار مقاس 36 بوصة، والتي كانت لسنوات عديدة الأداة الرئيسية في مرصد ليك بالقرب من سان خوسيه.
ظل تلسكوب Lick الأكبر في العالم حتى عام 1897، عندما أقنع جورج إليري هيل مليونير السكك الحديدية تشارلز يركس بتمويل بناء تلسكوب 40 بوصة بالقرب من شيكاغو. وفي الآونة الأخيرة، قدم هوارد كيك، الذي حققت عائلته ثروتها في صناعة النفط، 70 مليون دولار من مؤسسة عائلته إلى معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا للمساعدة في بناء أكبر تلسكوب في العالم على قمة مونا كيا في هاواي التي يبلغ ارتفاعها 14 ألف قدم (انظر الفصل الخاص بالأدوات الفلكية للتعلم المزيد عن هذه التلسكوبات). كانت مؤسسة Keck سعيدة جدًا بما يسمى الآن تلسكوب Keck لدرجة أنها قدمت 74 مليون دولار إضافية لبناء Keck II، وهو عاكس آخر يبلغ طوله 10 أمتار على نفس القمة البركانية.
الآن، إذا أصبح أي منكم مليونيرًا أو مليارديرًا، وأثار علم الفلك اهتمامك، فاحرص على وضع أداة أو مشروع فلكي في الاعتبار أثناء تخطيط عقارك. ولكن بصراحة، لا يمكن للأعمال الخيرية الخاصة أن تدعم المشروع الكامل للبحث العلمي في علم الفلك. يتم تمويل الكثير من استكشافنا للكون من قبل الوكالات الفيدرالية مثل مؤسسة العلوم الوطنية ووكالة ناسا في الولايات المتحدة، والوكالات الحكومية المماثلة في البلدان الأخرى. بهذه الطريقة، نحن جميعًا، من خلال حصة صغيرة جدًا من دولارات الضرائب لدينا، محسنون لعلم الفلك.
ملخص
تختلف أطياف النجوم ذات درجة الحرارة نفسها ولكن الضغوط الجوية المختلفة اختلافًا طفيفًا، لذلك يمكن استخدام الأطياف لتحديد ما إذا كان للنجم نصف قطر كبير وضغط جوي منخفض (نجم عملاق) أو نصف قطر صغير وضغط جوي مرتفع. يمكن أيضًا استخدام الأطياف النجمية لتحديد التركيب الكيميائي للنجوم؛ يشكل الهيدروجين والهيليوم معظم كتلة جميع النجوم. تشير قياسات التحولات الخطية الناتجة عن تأثير دوبلر إلى السرعة الشعاعية للنجم. توسيع الخطوط الطيفية بتأثير دوبلر هو مقياس لسرعة الدوران. يمكن للنجم أيضًا إظهار الحركة المناسبة، نظرًا لمكون سرعة الفضاء للنجم عبر خط الرؤية.
مسرد المصطلحات
- عملاق
- نجمة ذات حجم مبالغ فيه مع غلاف ضوئي كبير ممتد
- الحركة المناسبة
- التغير الزاوي سنويًا في اتجاه النجم كما يُرى من الشمس
- سرعة شعاعية
- الحركة نحو الراصد أو بعيدًا عنه؛ مكون السرعة النسبية الذي يقع في خط الرؤية
- سرعة الفضاء
- السرعة الكلية (ثلاثية الأبعاد) والاتجاه الذي يتحرك به الجسم عبر الفضاء بالنسبة للشمس