طیف‌سنجی نجومی

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به: ناوبری، جستجو

تاریخچه این طیف‌نمایی به نخستین مشاهدات نیوتون از نور خورشید پراکنده شده با منشور بر می‌گردد. در این طیف نمایی با مطالعه طیف تابشی الکترومغناطیسی از اجرام آسمانی می‌توان به بسیاری از خواص ستارگان و کهکشانهای دور مانند ساختار شیمیایی و حرکتشان دست یافت.


ستارگان[ویرایش]

از مهم‌ترین ستارگانی که طیف نمایی در آن سهم بسزایی داشته، خورشید است و در واقع فرانهوفر و سشی از پیشگامان اسپکتروسکوپی خورشیدی بودند.سشی ستارگان را بر اساس تعداد وپهنای خطوط جذبی طبقه بندی کرد، که بعدها به دمای ستارگان مربوط شد.

خطوط جذبی خاصی برای رتج دمایی مشخصی مشاهده می‌شد و همچنین هر خط جذبی برای اندازگیری یک ترکیب شیمیایی استفاده می‌شد. هر عنصر مجموعه‌ای از خطوط جذبی را در بردارد، مهم‌ترین خط مربوط به هیدروژن است که تقریباً در هر ستاره موجود است وبه عنوان خطوط بالمر شناخته می‌شود.

در سال ۱۸۶۸ خطوط زرد پررنگی در طیف خورشیدی مشاهده شد که قبلا در آزمایشگاه دیده نشده بود. بنابراین آن را به عنصری نا شناخته نسبت دادند و آن را هلیوم که از واژه یونانی هلیوس به معنی خورشید بود نامیدند. همچنین در دهه ۱۸۶۰ درهنگام کسوف در تاج خورشیدی خطوط گسیلی،به خصوص به رنگ سبز، مشاهده شد که باهیچ عنصری برابر نبود. آن را کرونیوم نامیدند تا اینکه در دهه۱۹۳۰ معلوم شد که آنها نیکل وآهن بسیار یونیده هستند که به خاطر دمای فوق العاده زیاد تاج خورشیدی ست.

همچنین این نوع طیف سنجی در اندازگیری خواص دیگری چون فاصله، طول عمرو تابندگی ونسبت جرم کاهش یافته قابل استفاده‌است.

سحابی‌ها[ویرایش]

در ابتدا و در زمان نجوم تلسکوپی کلمه سحابی به هر قطعه نوری تیره که شبیه ستاره بود اطلاق می‌شد . خیلی از آنها مثل آندرومدا طیفی شبیه طیف اجرام آسمانی داشتند بنابراین کهکشان از آب در آمدند.

ویلیام هاگینز هنگام مشاهده سحابی چشم گربه‌ای هیچ طیف پیوسته‌ای مانند خورشید را مشاهده نکرد به جز چند خط قوی گسیلی که با خطوط هیچ عنصری روی زمین برابر نبود.در اینجا باز عنصر جدیدی بنام نبولیم ( nebulium) پیشنهاد شد. در دهه ۱۹۲۰ فهمیدند که اینها خطوط اکسیژن اند وچون سحابی‌ها بسیار رقیق اند خیلی کم چگالتر از حتی بهترین خلاء تولیدی روی زمین اند. در شرایط خلاء اتمها به طور متفاوت رفتار کرده و خطوطی می‌توانند شکل بگیرند که در چگالیهای نرمال تحت فشار قرار گرفتند.

کهکشان‌ها[ویرایش]

طیف کهکشان‌ها شبیه طیف ستارگان است .این نوع اسپکتروسکوپی منجر به کشف خیلی از اصول و مبانی فیزیکی شد.در دهه ۱۹۲۰ هابل کشف کرد که همه کهکشانها در حال دور شدن از زمین اند.این دلیلی بود بر اینکه عالم از یک نقطه یعنی انفجار بزرگ شروع شده است.

همچنین زیکی متوجه شد که کهکشانها تندتر از آنچه که ممکن به نظر می‌رسد در حال حرکت اند.بنابراین او فرض کرد که خوشه‌های کهکشانها بایستی از مقدار زیادی از اجرام غیر نورانی که با عنوان ماده تاریک شناخته می‌شوند تشکیل شده باشند.

کوازارها[ویرایش]

در سال ۱۹۵۰تعدادی چشمه قوی رادیویی وابسته به اجرام خیلی کم نور که به نظر می رسیدخیلی آبی باشند پیدا شد.آنها منابع رادیویی شبه اختری یا کوازارها نامیده شدند.خطوط جذبی از زمانی که اولین طیف از این اجرام گرفته شد غیره منتظره بود و به زودی به عنوان یک طیف کهکشانی عادی خط نشری اتم هیدروژن با قرمز گرایی بالا دریافت شد. قانون هابل درخشندگی بالاودور دست بودن شبه ستاره‌ها را می رساند.


سیاره وسیارکها[ویرایش]

چون سیاره‌ها و سیارک‌ها فقط با انعکاس نور خورشید می‌درخشند طیف نور بازتابی از آنها شامل باندهای جذبی مربوط به مواد معدنی در صخره‌ها و سنگهای موجود در بدنه یا عناصر و مولکولهای موجود در اتمسفرشان است.

سیارکها با توجه به طیفشان به سه قسمت تقسیم می‌شوند:

ستاره دنباله دار[ویرایش]

طیف ستاره دنباله دار متشکل از ابرهای گرد و غباراست که احاطه اش کرده، همانند زمانی که بادهای خورشیدی با گازهای احاطه شده با ستاره دنباله دار برخورد می‌کند.

آنالیز ترکیبات ستارههای دنباله دار نشان می‌دهد در آنها از مواد اولیه روزهای ابتدایی منظومه شمسی وجود دارد. پیشنهاد شده که در اثر آنها در زمین آب بیشتری برای اقیانوسها و مواد شیمیایی لازم برای شکل گیری حیات تولید شده.

منبع[ویرایش]

مشارکت‌کنندگان ویکی‌پدیا، «Astronomical spectroscopy»، ویکی‌پدیای انگلیسی، دانشنامهٔ آزاد.