دانشیار

شيمي ستاره اي و محيطهاي ميان ستاره اي

( تابش ستارگان – فاصله ستارگان – قانون وين – جو ستارگان – ساختار و تحول ستارگان – مواد ميان ستاره اي – سحابيها – طيف هيدروژن – امواج زمينه كيهاني

شيمي ستارگان

ستاره شناسي علمي است كه موضوع آن ستارگان مي باشند و ستارگان اجرامي هستند كه در فاصله هاي بسيار زياد از ما خود نمائي مي كنند نزديكترين ستاره به زمين خورشيد قريب به يكصد پنجاه ميليون كيلومتر فاصله دارد و تقريباً 8 دقيقه نوري با زمين فاصله دارد و نزديكترين ستاره به خورشيد « قنطورس » حدود چهارصد سال نوري با خورشيد فاصله دارد يعني نور آن پس از چهار سال له زمين مي رسد و يا به عبارت ديگر اگر با سرعت نور كه  است به سوي آن ستاره حركت كنيم چهار سال در راه خواهيم بود به هر حال با چنين فاصله هاي طولاني دسترسي به ستارگان امري محال و دست نيافتني است ، و از طرفي ما براي بررسي ستارگان بايد اطلاعاتي از آنها به نوعي بدست آوريم ، تنها منبعي كه ما را در كاوش ستارگان ياري مي كند نوري است كه از آنها ساطع مي شود پس دانشمندان با بررسي و آناليز همين نور بايد تحقيقات خود در زمينه ستاره شناسي را ادامه داده و به شيمي و فيزيك ستارگان راه يابند .

روش هاي پيدا كردن ستارگان

از ديرباز مردمان براي پيدا كردن و شناخت ستارگان در آسمان نشانه ها و روش هايي را مد نظر داشته اند كه اولين اين ابتكارات به تقسيم بندي آسمان به مدر صور فلكي انجام گرفت . انديشمندان عصر عتيق با توجه به اسطوره ها و داستان هاي متعارف در جامعة خود ، اسامي و شخصيت هاي آنها را روي اجرام آسماني مي گذاشتند بدين صورت كه اجتماع تعدادي از ستارگان به گرد هم را به ياد وارده يك شخصيت اسطوره اي خود ، به نام او مي گذاشتند . و حتي تصاوير خدايان اساطيري خود را در آسمان مي ديدند و با شناخت اين صورت هاي فلكي آسمان و ستارگان موجود در آن را مي شناختند مثلا ً‌وقتي مي گفتند دنباله اي در حوالي كمربند شكارچي آسمان در حال رؤيت است ، اولاً شكارچي و دوماً كمربند آن را مي شناختند پس جرم مورد نظر را رصد مي كردند و نشاني مي دادند ، حكم صور فلكي در آسمان به منزله تقسيم هاي كشورها روي كره زمين است .

مختصات هاي سماوي

روش علمي در تحقيق موفقيت ستارگان در آسمان تنظيم مختصاتهاي خاص سماوي در آسمان بسته به نياز دانشمندان است . دانستن مختصات سماوي يك ستاره در رديابي و پيدا كردن آن بسيار مؤثر است نظير اينكه ما روي زمين با دانستن مختصات جغرافيايي منطقه اي بي درنگ جايگاه آن را روي كره خاكي پيدا مي كنيم . در آسمان نيز با دانستن موقعيت مختصات ستاره به سرعت آن را مي يابيم . در مختصات هاي سماوي همواره صفحه اي به نام صفحه شاخص و نقطه اي به عنوان نقطه شاخص مطرح است و نسبت به صفحه و نقطه مذكور موقعيت ستارگان در آسمان مشخص مي شود . انواع مختصات هاي مورد كاربرد در ستاره شناسي ، مختصات افقي ، مختصات استوائي ، مختصات دايره البروجي و بالاخره مختصات كهكشاني مي باشد . كه صفحه شاخص بر اسم مختصات قرار گرفته و نقطه مختصات در آنها به ترتيب ، ستاره قطبي ، نقطه s با همان نقطه اعتدال بهاري و بالاخره خورشيد نسبت به كهكشان مي باشد و به ترتيب براي يافتن ماه ، ستارگان ، سيارات و كهكشانها مورد استفاده قرار مي گيرند ، در مساله يافتن ستارگان در دوره معاصر معمولاً از مختصات استوائي يا بعد و ميلي استعانت مي جويند كه ميل زاويه ارتفاع ستاره تا صفحه استوا به درجه و بعد زاويه پاي عمود از ستاره تا نقطه اعتدال بهاري مي باشد كه به ساعت بيان مي شود كه هر 15 درجه را يك ساعت مي نامند ، در اين مختصات كره سماوي و به 24 ساعت و 90 درجه شمالي و 90 درجه جنوبي تقسيم مي شود . ستارگان بالاي استوا داراي بعد شمالي و ستارگان زير استوا داراي بعد جنوبي هستند .

قدر ستارگان

همانطور كه گفتيم تنها منبعي كه مي توان از آن اطلاعاتي از ستارگان بدست آورد نورستارگان است ، اين همان چيزي است كه فقط در آسمان در شب قابل رويت است گذشتگان نيز با توجه به چنين مساله اي با توجه به اينكه همه ستاره ها را به يك فاصله از زمين روي كره اطلس مي پنداشتند ، نورانيت ستارگان مختلف را اندازه گيري و ثبت مي كردند كه به اين نور قدر ظاهري ستارگان مي گفتند ، قدر ظاهري ستارگان اولين بار در تاريخ توسط انديشمندي به  نام ابرخس يا هيپاركوس كه به قولي يوناني تبار و به گفته اي ايراني بوده ثبت و ضبط شده است .

ابرخس با توجه به قدرت بينائي بصري خود ستارگان را به شش رده قدري تقسيم بندي نموده بود از قدر تا قدر 6 كه هر قدر ستارگان به قدر 6 نزديكتر مي شدند از مقدار نورانيت آنها به طور نمائي كاسته مي شد . در اين روش يك ستاره را به عنوان ستاره شاخص در نظر مي گرفتند و نورانيت ساير ستارگان را نسبت به آن مي سنجيدند در اين روش قدر ستارگاني چون شواي يماني ( 1- ) و ستاره قطبي ( 1+ ) و قدر خورشيد ( 5/ 26- ) ارزيابي مي شود .

خورشيد                                              5/26-

ماه كامل                                             5/12-

زهره                                                      4-

مشتري                                                 1-

سر طلائي                                             1

در قرن نوزدهم كه منجمان به وسايل دقيقتر سنتجش نور مجهز شدند متوجه شدند كه روشني ستاره هاي قدر اول فهرست ابرخس به طور متوسط 100 برابر روشني ستاره قدر ششم است .

فرض كنيد نسبت روشني دو ستاره كه با يكديگر يك قدر اختلاف دارند a باشد يعني ستاره قدر اول a برابر پر نورتر از ستاره قدر دوم و ستاره قدر دوم a برابر پرتوئي از ستاره هاي قدر سوم باشد والي آخر . پس ستاره هاي قدر اول  برابر روشن تر از ستاره هاي قدر سوم اند . با اين حساب ستارگان قدر اول  برابر پرنورتر از ستارگان قدر ششم هستند پس اگر  بگيريم لذا  خواهد بود . يعني روشني ستاره قدر اول 512/ 2 برابر روشني ستارة قدر دوم است و ستاره قدر دوم 52 / 2 برابر روشنتر از ستاره قدر سوم است و الي آخر . پس اگر روشني دو ستاره B,A  ( يعني شدت نوري كه از آنها دريافت مي كنيم به ترتيب  باشد و قدرهاي  را به آنها نسبت دهيم .

چون از طرفين لگاريتم بگيريم .

اين رابطه اختلاف قدر دو ستاره را بر حسب نسبت روشنائي نشان مي دهد .

قدر مطلق

همانطور كه گفته شد گذشتگان به دوري و نزديكي ستارگان براي سنجش قدر توجهي نداشتند و باور به يك فاصله بودن ستارگان را مد نظر داشتند ولي در پژوهش هاي متأخري معلوم شد كه چنين فرضي صحيح نمي باشد لاجرم ستارگان با فواصل مختلف در پهنه آسمان گسترده شده اند و اين اختلاف منجر به تفاوت نورانيت آنها نيز خواهد شد مثلا ً بديهي است ستاره اي كه پرنورتر ولي بسيار دورتر است كم نور از ستاره اي كه كم نورتر ولي نزديكتر است به نظر مي رسد و فقط سنجش نور آنها بدون توجه به فاصله اطلاع مهمي را نمي تواند از ساير ستارگان به ما بدهد مثلاً ستاره  شواي يماني با قدر ظاهري ( 1- ) كه به اندازه 23 برابر خورشيد انرژي نوراني گسيل مي كند ظاهراً خيلي پرنور تر از رجل الجوزاء و يا قدر ظاهر  است كه 58000 بار تابنده تر از خورشيد است ، شعراي يماني به فاصله 7/8 سال نوري از ماست ولي رجل الجوزاء 900 سال نوري از ما فاصله دارد . پس دانشمندان به دنبال روشي مطمئنتر براي سنجش نورستارگان بودند لذا قدر واقعي به نام قدر مطلق را مطرح كردند ، در سنجش قدر مطلق براي سنجش نورانيت دو ستاره به عنوان قرار داد مقدار نور هر ستاره را وقتي در فاصله 10 پارسكي « پارسك فاصله 26/3 سال نوري از ما قرار دارند را مي سنجيم و با هم مقايسه مي كنيم يعني همه آنها را در يك فاصله مي آوريم و با يكديگر مي سنجيم .

براي محاسبه قدر مطلق اينگونه عمل مي كنيم كه :

در علم فيزيك داريم روشنايي يك چشمه نوربا عكس مجذور فاصله كاهش خواهد يافت .

در فرمول بالا M قدر مطلق و m قدر ظاهري و فاصله ستارگان از ماست مثلاً ستاره اي كه از فاصله 100 پارسكي با قدر ظاهري 8 ديده مي شود قدر مطلق آن

خواهد بود .

تمرين :

دو ستاره پرنور ذنب الدجاجه و سر واقع را در نظر بگيريد با مراجعه به جدول صفحه بعد جدول زير را پر كنيد .

ستاره                              صورت فلكي                              قدر ظاهري                  قدر مطلق

ذنب الدجاجه                دجاجه

نسر واقع                        قلياق

(ب ) كدام يك پرنورتر به نظر مي رسد ؟ كداميك واقعاً درخشنده تر است ؟ چه عاملي سبب مي شود كه پاسخ هاي اين دو سوال متفاوت باشد ؟

(2) قدر مطلق شعراي بماني و رجل الجوزاء بدست آوريد ؟

(3) قدر ظاهري خورشيد و وقتي از زمين نظر شود 5/26- است قدر ظاهري خورشيد از پلوتو كه فاصله اش از خورشيد چهل برابر فاصله زمين است چقدر است ؟

روش پيدا كردن فاصله ستارگان تا زمين

همانطور كه در فرمول قدر مطلق مشاهده شد براي بدست آوردن قدر مطلق دانستن فاصله جرم تا زمين ضروري مي باشد براي بدست آوردن فاصله ستارگان نزديك از روشي به نام پارالاكس يا اختلاف منظر استفاده مي شود .

روش پارالاكس يا اختلاف منظر

در اين روش در دو موقع سال از ستاره مورد نظر عكس برداري مي كنند .

مثلا‌ً يك بار در ماه مهر و ديگر در فروردين ماه و از آنجا كه در دو  موقع سال اين ستاره مشاهده مي شود از دو موضوع مختلف جايگاه آن به علت اختلاف منظر در زمينه آسمان جابجا مي شود مثلاً‌رد موضوع آن ستاره را در موضع A و در موضع E در B مشاهده مي شود . با دانستن ميزان جابه جايي اختلاف منظري اين ستاره مي توان زاويه  تحصيل نمود و از آنجا كه  و  متقابل به راس هستند لذا با هم برابرند . از طرفي خط عمود منصف و نيم ساز زاويه  است پس با دانستن هر يك از  و  مي توان فرمول  را نوشت . پس با دانستن فاصله زمين تا خورشيد كه به آن يك واحد نجومي نيز مي گويند مي توان  را بدست آورد .

روش بدست آوردن فاصله زمين تا خورشيد

براي بدست آوردن فاصله زمين تا خورشيد كافيست فاصله سياره زهره تا زمين را بدست آورد از آنجا كه سياره زهره ، از جمله سيارات زمين گونه است لذا براي بدست آوردن فاصله آن تا زمين از روش گسيل و دريافت ميزر مي توان آن را بدست آورد با گسيل ميزري با فركانس مشخص به سوي اين سياره و دريافت مجدد پالسهاي آن با توجه به دانستن سرعت نور كه مي باشد با دانستن زمان رفت و برگشت ميزر كه T مي باشد x=VT را تحصيل مي كنيم با جايگزاري V=C و  مطلوب يعني x كه فاصله سياره تا زمين است بدست مي آيد . با توجه به اينكه سياره زهره از جمله سيارات داخلي است پس داخل مدار زمين حول خورشيد مي گردد . پس داريم

همانطور كه مشاهده مي شود با دانستن بيشترين و كمترين فاصله سياره زهره تا زمين مي توان فاصله زمين تا خورشيد را محاسبه نمود .

روش بدست آوردن فاصله ستارگان دور :

براي بدست آوردن فاصله ستارگان دور مي توان به وسيله بدست آوردن سرعت حركتشان آن را تحصيل كرد .

سرعت و حركت ستارگان :

ستارگان در دو جهت شعاعي يا عمود بر شعاع ديد در آسمان حركت مي كنند در مورد حركت عمود بر شعاع ديد تغيير موضع ستارگان در طي هزاران سال در حد ثانيه قوسي قابل تشخيص است پس از موضوع محاسبات ما خارج است و اين به دليل بعد مسافت آنها مي باشد ، اما حركت شعاعي ستارگان كه در راستاي ديد به سوي ما يا خلاف جهت ماست قابل محاسبه است ، براي اين مساله از قانون دوپلر استفاده مي كنيم

طبق قانون دوپلر با دانستن طول موج  استاندارد و اختلاف طول موج دريافتي با طول استاندارد و دانستن سرعت نور مي توان مقدار  يعني سرعت يك ستاره را تخمين زد

با دانستن V ستارگان با توجه قانون هابل  مي توان فاصله ستارگان را بدست آورد در قانون هابل V سرعت وار ستارگان يا كهكشانها ، H ثابت هابل و بالاخره d فاصله ستارگان تا ماست . كه با دانستن V,H قابل تحصيل است .

تابش ستارگان

جمله ستارگان آسمان در تعاريف فيزيكي از اقلام اجسام سياه محسوب مي شوند جسم سياه ، جسمي است كه همه طيفها را از خود گسيل مي كند و تمام فركانسها و طيفها را نيز جذب مي نمايد . پس در مواجهه با ستارگان بايد از قوانين تابش جسم سياه مدد جست ازجمله خصوصيات گسيل جسم سياه اين است كه رنگ ستارگان تابع دماي آنهاست و به جنس ستارگان ربطي ندارد يعني در طي مطالعه تابش ستارگان با بررسي طيف ستارگان مي توان به دماي آنها نيز پس برد .  كه در آن E انرژي تابشي و T  دماي ستاره مي باشد اين قانون به استفان بولترمن معروف است .

در منحني بالا شدت  بر حسب طول موج براي اجسام سياه با دماهاي مختلف T مشخص شده كه پلانك فرمول آن را به گونه زير معرفي مي كند :

تابع پلانك =

كه در آن C سرعت نور، K ثابت بولتزمن و h ثابت پلانك است .

قانون جابجايي وين :

توزيع شدت يك جسم سياه داراي ويژگي بسيار مهمي است ، در دماهاي بالاتر پيشينه به طول موجهاي كوتاهتر منتقل مي شود

درجه cm 289/0 = ثابت =

معادله فوق روش راحتي را براي تعيين دماي جسم سياه بدون نياز به اندازه گيزي همة توزيع انرژي در اختيارمان مي گذارد . فقط بايد طول موجي را كه در آن توزيع انرژي بيشينه است تعيين كنيم . اگر ستارگان مانند يك جسم سياه تابش مي كردند ، مي توانستم به اين طريق دماي آنها را محاسبه كنيم .

پس با دانستن رنگ يك ستاره يا پيشينه تابش آن در طول موج خاصي دماي ستاره را تعيين كرد و يا بالعكس يعني هر قدر كه ستاره داغتر شود و دماي آن بالاتر رود به سوي رنگ آبي گرايش پيدا مي كند و هر قدر ستاره سردتر باشد تمايل رنگي آن به سوي قرمز بيشتر مي شود.

با دانستن با رنگ يك ستاره فقط مي توان به ميزان دماي يك ستاره بيشتر يابد طيف هاي ستاره اي را كه بر اثر ملازهاي انرژي ويژه يك ستاره به وجود مي آيد بررسي كرد در صورتي كه در تابش جسم سياه اين دماست كه رنگ را مشخص مي كند نه ملازهاي انرژي ويژه پس براي بدست آوردن جنس ساختاري يك ستاره بايد به روش هاي ديگر و طيف هاي ديگري توسل جست .

جو ستارگان

همانطور كه گفته شد ستارگان  از دسته اجسام سياه هستند و ستارگان به علت وجود دماهاي فوق العاده زياد ساختار مولكولي و اتمي منظم بر آن حاكم نيست و به علت هاي بالا حالت چهارم ماده يعني پلاسما را دارد در پلاسما صحبت از هستة‌ اتمهاست نه خود اتم و هسته اتمها به همراهي الكترونها در ملقمه اي از ماده كنار هم قرار گرفته اند كه دما و انرژي گرمائي بالا مانع از پيوندهاي اتمي و مولكولي آنها مي شود و در چنين محيطي است كه علت فشار بالا واكنش هاي همجوشي هسته اي شكل مي گيرد و تابش اين محيط در دسته تابش هاي جسم سياه قرار مي گيرد .

اگر كمي از عمق گرم ستاره فاصله بگيريم دما رو به كاهش مي گذارد بطوري كه سطح يك ستاره همچون خورشيد نسبت به عمق آن نزول دماي محسوسي را دارد.

از 15 ميليون درجه عميق تا 6000 درجه سطح و اگر باز هم از سطح فاصله بيشتر شود لاجرم كاهش دما را به همراه داريم كه اين كاهش دما منجر به آن مي شود كه كم كم زمينه براي پيوندهاي كوالانسي بين الكترونها وهسته ها فراهم آيد ، پس اتمها و ملكولها شكل گيرند و عناصر به وجود آيند . اين منطقه از ستاره را جو يك ستاره مي گويند .

چگونگي كاووش در جو ستارگان

قانون  كريشهف به عنوان قانوني مهم در محيط هاي جو ستاره اي خودنمائي مي كند اين قانون كه كاربردي توانمند در نگره طيف هاي جذبي در جو ستارگان را ايفا مي نمود .

قانون كيرشهف عنوان مي دارد كه هر عنصري در اثر التهاب طيف منحصر به فرد را از خود تابش مي كند كه اين طيف به مثابه اثر انگشت در انسان هاست كه امكان ندارد كه دو عنصر از نظر طيفي با يكديگر تطابق داشته باشند و هر عنصر هر طيفي را كه هنگام التهاب گسيل مي دارد همان طيف را هم جذب مي كند . يعني طيف عنصر هيدروژن كه هنگام التهاب صورتي رنگ است توسط خود هيدروژن جذب مي شود نه عنصري ديگر ، و يا طيف آبي هليوم توسط خود هليوم جذب مي شود .

پس بنابراين قانون اگر چنانچه محفظه اي بسته اي مملو از گاز بي رنگ را به ما بدهند مي توانيم با بررسي طيف هاي جذبي آن پي به ماهيت آن گازها ببريم بدين صورت كه ابتدا در پس زمينه محفظه مذكور منبع خاصي كه همه طول موجها را گسيل مي كند قرار مي دهيم و در سوي ديگر محفظه پس عبور طيف هاي متعدد از محفظه دوباره طيفها را رصد مي كنيم اگر در طيف هاي رصدي شاهد عدم حضور طيف شديم كه در منبع اصلي موجود بوده لاجرم ادعا مي كنيم كه اين طيف داخل محفظه جذب شده توسط گاز ويژه اي كه همان طيف را گسيل مي كند پس با دانستن تعداد رنگهاي طيف هاي جذبي مي توانيم ماده موجود در محفظه را معلوم كنيم .

در درون ستارگان نيز چنين حالتي اتفاق مي افتد ستاره مادر كه به عنوان جسم سياه تمام طيفها را از خود گسيل مي دارد و جو ستاره كه پايه اصلي خود را از هسته هاي توليدي خود ستاره گرفته و اتمها و مولكول هاي متناسب با آن را ساخته طيف هاي مربوط به خود را جذب مي كند پس لاجرم ما در رصد طيف گسيلي از ستاره شاهد طيف هاي جذبي هستيم كه اين طيف ها ماده موجود در جو را حكايت مي دارد .

آيا ماده موجود در جو مي تواند از حالات و هسته هاي توليدي در درون ستاره اطلاعي به ما بدهد.

به هر حال در تشكيل اتمها اين هسته است كه طرازهاي انرژي و تعداد الكترون هاي موجود در اطراف خود را معين مي كند و هسته نيز درون ستاره تشكيل مي شود و باصطلاح هسته ها كارخانه هاي توليد هسته ها هستند كه در درون آنها به بواسطه فعاليت هاي نظير همجوشي هسته عناصر سبك به هسته عناصر سنگين تبديل مي شود و در روند ساختار و تحول هسته ها پيچيده تر مي شود .