العلومعلوم الأرض والفلك

أطياف النجوم في الفضاء وأصنافها

اقرأ في هذا المقال
  • ما هي أطياف النجوم في الفضاء
  • انتاج طيف الخط النجمي
  • التحليل الطيفي للنجوم في الفضاء
  • كيف يتم تصنيف الأنواع الطيفية

ما هي أطياف النجوم في الفضاء؟

 

يحتوي طيف النجم على معلومات حول درجة حرارته وتكوينه الكيميائي وإشراقه الداخلي، تتكون مخططات الطيف المؤمنة باستخدام مطياف شق من سلسلة من صور الشق في ضوء النجم بأطوال موجية متتالية، قد يُظهر الاستبانة الطيفية الكافية (أو التشتت) أن النجم عضو في نظام ثنائي قريب وفي دوران سريع أو أن يكون له غلاف جوي ممتد، يصبح التحديد الكمي لتركيبته الكيميائية ممكناً، وقد يكشف فحص طيف عالي الدقة للنجم عن دليل على وجود مجال مغناطيسي قوي.

 

إنتاج طيف الخط النجمي:

 

يتم إنتاج الخطوط الطيفية عن طريق انتقالات الإلكترونات داخل الذرات أو الأيونات، وفيما يلي بعض التعليمات عن انتاج طيف الخط النجمي:

 

  • عندما تتحرك الإلكترونات بالقرب من نواة الذرة (أو أيون) أو بعيداً عنها تنبعث أو تُمتص الطاقة على شكل ضوء (أو إشعاع آخر).

 

  • يتم إنتاج خطوط (D) الصفراء للصوديوم أو خطوط (H وK) للكالسيوم المتأين (يُنظر إليها على أنها خطوط امتصاص داكنة) عن طريق القفزات الكمية المنفصلة من أدنى مستويات الطاقة (الحالات الأرضية) لهذه الذرات.

 

  • يتم إنتاج خطوط الهيدروجين المرئية (ما يسمى بسلسلة Balmer) عن طريق انتقالات الإلكترون داخل الذرات في مستوى الطاقة الثاني (أو الحالة المثارة الأولى)، والتي تقع فوق مستوى الأرض في الطاقة.

 

  • فقط في درجات حرارة عالية يتم الاحتفاظ بأعداد كافية من الذرات في هذه الحالة عن طريق الاصطدامات والإشعاعات وما إلى ذلك للسماح بحدوث عدد كبير من الامتصاص، عند درجات حرارة سطح قزم أحمر منخفضة هناك عدد قليل من الإلكترونات التي تملأ المستوى الثاني من الهيدروجين، وبالتالي تكون خطوط الهيدروجين قاتمة.

 

على النقيض من ذلك عند درجات حرارة عالية جداً (على سبيل المثال درجة حرارة سطح نجم عملاق أزرق) تتأين ذرات الهيدروجين كلها تقريباً، وبالتالي لا يمكنها امتصاص أو إصدار أي خط إشعاع، وقد لوحظ فقط خطوط الهيدروجين الداكنة الباهتة، غالباً ما تكون السمات المميزة للمعادن المتأينة مثل الحديد ضعيفة في مثل هذه النجوم الأكثر سخونة؛ لأن التحولات الإلكترونية المناسبة تتضمن مستويات طاقة أعلى تميل إلى أن تكون أقل كثافة سكانية من المستويات المنخفضة.

 

  • يوجد عامل آخر هو أن الضبابية العامة أو العتامة للأغلفة الجوية لهذه النجوم الأكثر سخونة تزداد بشكل كبير، مما ينتج عنه عدد أقل من الذرات في الطبقات النجمية المرئية القادرة على إنتاج الخطوط المرصودة.

 

  • يتم إنتاج الطيف المستمر (المتميز عن الخط) للشمس بشكل أساسي من خلال التفكك الضوئي لأيونات الهيدروجين سالبة الشحنة (H -)، أي ذرات الهيدروجين التي يرتبط بها إلكترون إضافي بشكل فضفاض.

 

في الغلاف الجوي للشمس عندما يتم تدمير (H-) لاحقاً عن طريق التفكك الضوئي يمكنه امتصاص الطاقة في أي نطاق كامل من الأطوال الموجية، وبالتالي إنتاج نطاق مستمر من امتصاص الإشعاع، المصدر الرئيسي لامتصاص الضوء في النجوم الأكثر حرارة هو تأين ذرات الهيدروجين ضوئياً سواء من مستوى الأرض أو من المستويات الأعلى.

 

التحليل الطيفي للنجوم في الفضاء:

 

العمليات الفيزيائية وراء تكوين الأطياف النجمية مفهومة جيداً بما يكفي للسماح بتحديد درجات الحرارة والكثافة والتركيبات الكيميائية للأغلفة النجمية، والنجم الذي تمت دراسته بشكل مكثف هو بالطبع الشمس، ولكن تم أيضاً فحص العديد من النجوم الأخرى بالتفصيل.

 

تعتمد الخصائص العامة لأطياف النجوم على التغيرات في درجات الحرارة بين النجوم أكثر من اعتمادها على الاختلافات الكيميائية، تعتمد الميزات الطيفية أيضاً على كثافة مادة الغلاف الجوي الممتصة، والكثافة بدورها مرتبطة بجاذبية سطح النجم، تميل النجوم القزمية ذات الجاذبية السطحية الكبيرة إلى أن تكون ذات كثافة جوية عالية (العمالقة والعملاقة) وذات الجاذبية السطحية المنخفضة ولها كثافة منخفضة نسبياً، توفر خطوط امتصاص الهيدروجين مثالاً على ذلك.

 

عادة تشع الذرة غير المضطربة خطاً ضيقاً جداً، إذا كانت مستويات طاقتها مضطربة بسبب مرور الجسيمات المشحونة في مكان قريب فإنها تشع بطول موجة قريب من الطول الموجي المميز لها، في الغاز الساخن يكون نطاق اضطراب خطوط الهيدروجين مرتفعاً جداً، بحيث ينتشر الخط الطيفي المشع من الكتلة الكاملة للغاز إلى حد كبير، إن كمية الضبابية تعتمد على كثافة الغاز بطريقة معروفة، النجوم القزمة مثل سيريوس تظهر ملامح هيدروجين واسعة مع أجنحة واسعة، حيث يتلاشى الخط ببطء في الخلفية، بينما النجوم العملاقة ذات الأغلفة الجوية الأقل كثافة تعرض خطوط هيدروجين ضيقة نسبياً.

 

كيف يتم تصنيف الأنواع الطيفية؟

 

يتم تجميع معظم النجوم في عدد صغير من الأنواع الطيفية، يسرد كتالوج (Henry Draper وBright Star Catalog) الأنواع الطيفية من النجوم الأكثر سخونة إلى أروع النجوم، يتم تحديد هذه الأنواع بترتيب انخفاض درجة الحرارة بواسطة الأحرف (O وB وA وF وG وK وM)، تُستكمل هذه المجموعة بنجوم من النوع (R وN) (يشار إليها غالباً باسم الكربون أو النوع C والنجوم) والنجوم من النوع (S).

 

تختلف النجوم من النوع (R وN وS) عن النجوم الأخرى في التركيب الكيميائي، كما أنها نجوم عملاقة أو عملاقة على الدوام، مع اكتشاف الأقزام البنية (وهي أجسام تتشكل مثل النجوم ولكنها لا تتألق من خلال الاندماج الحراري النووي) تم توسيع نظام التصنيف النجمي ليشمل الأنواع الطيفية (L وT وY).

 

يمثل التسلسل الطيفي من (O) إلى (M) نجوماً لها نفس التركيب الكيميائي بشكل أساسي، ولكن بدرجات حرارة مختلفة وضغوط جوية مختلفة، قدم هذا التفسير البسيط (الذي طرحه في العشرينات من القرن الماضي عالم الفيزياء الفلكية الهندي ميجناد إن ساها) الأساس المادي لجميع التفسيرات اللاحقة للأطياف النجمية، التسلسل الطيفي هو أيضاً تسلسل لوني، وهي كما يلي:

 

  • النجوم من النوع (O وB) هي في جوهرها الأكثر زرقة وسخونة.

 

  • النجوم من النوع (M وR وN وS) هي الأكثر احمراراً والأكثر برودة.

 

  • في حالة النجوم الباردة من النوع (M) تشير الأطياف إلى وجود معادن مألوفة، بما في ذلك الحديد والكالسيوم والمغنيسيوم وكذلك جزيئات أكسيد التيتانيوم (TiO) خاصة في الأجزاء الحمراء والخضراء من الطيف.

 

  • في النجوم من النوع (K) الأكثر سخونة إلى حد ما تختفي خصائص (TiO2) ويظهر الطيف ثروة من الخطوط المعدنية.

 

بعض الأجزاء المستقرة بشكل خاص من الجزيئات مثل السيانوجين (CN) وجذر الهيدروكسيل (OH) لا تزال موجودة في هذه النجوم، وحتى في النجوم من النوع (G) مثل الشمس، تهيمن على أطياف النجوم من النوع (G) الخطوط المميزة للمعادن خاصةً الحديد والكالسيوم والصوديوم والمغنيسيوم والتيتانيوم.

 

يوضح سلوك الكالسيوم ظاهرة التأين الحراري، في درجات الحرارة المنخفضة تحتفظ ذرة الكالسيوم بجميع إلكتروناتها وتشع طيفاً مميزاً للذرة المحايدة أو العادية، عند درجات الحرارة المرتفعة تميل الاصطدامات بين الذرات والإلكترونات وامتصاص الإشعاع إلى فصل الإلكترونات وإنتاج ذرات كالسيوم مؤينة منفردة، في الوقت نفسه يمكن لهذه الأيونات أن تتحد مع الإلكترونات لإنتاج ذرات كالسيوم متعادلة.

 

تتأين معظم الذرات في درجات حرارة عالية أو ضغط إلكترون منخفض أو كليهما، في درجات الحرارة المنخفضة والكثافة العالية يفضل التوازن الحالة المحايدة، يمكن حساب تركيزات الأيونات والذرات المحايدة من درجة الحرارة والكثافة وإمكانات التأين (أي الطاقة المطلوبة لفصل الإلكترون عن الذرة).

 

 

المصدر
علم الجيولوجيا .. الإنسان والطبيعة والمستقبل/و.ج. فيرنسيدز/2020علم الأحافير والجيولوجيا/مروان عبد القادر أحمد/2016الجيولوجيا عند العرب/ʻAlī Sukkarī, ‏سكري، علي/1986اساسيات علم الجيولوجيا/العيسوى الذهبى/2000

مقالات ذات صلة

اترك تعليقاً

لن يتم نشر عنوان بريدك الإلكتروني. الحقول الإلزامية مشار إليها بـ *

زر الذهاب إلى الأعلى