المواقف النجمية والضوء القادم من النجوم في الفضاء

ما هي القياسات الأساسية للنجوم في الفضاء؟

الملاحظات الدقيقة للمواقف النجمية ضرورية للعديد من مشاكل علم الفلك، يمكن قياس مواقع النجوم الأكثر سطوعاً بدقة شديدة في النظام الاستوائي (تسمى إحداثياتها الصعود الأيمن والانحدار وتُعطى لبعض الحقبة، على سبيل المثال 1950.0 أو 2000.0 حالياً)، تُقاس مواضع النجوم الخافتة باستخدام أجهزة التصوير الإلكترونية (على سبيل المثال جهاز مقترن بالشحن أو CCD)، فيما يتعلق بالنجوم الأكثر إشراقاً، وأخيراً تتم إحالة المجموعة بأكملها إلى مواقع المجرات الخارجية المعروفة.

هذه المجرات البعيدة بعيدة بما يكفي لتعريف نظام ثابت أو غير متحرك بشكل أساسي، بينما في مجرة ​​درب التبانة تتأثر مواقع كل من النجوم الساطعة والخافتة على مدى فترات زمنية قصيرة نسبياً بالدوران المجري وحركاتها الخاصة عبر المجرة.

القياسات الدقيقة للموضع تجعل من الممكن تحديد حركة النجم عبر خط البصر (أي عمودي على الراصد) أي تحديد حركته الصحيحة، يتم الحصول على الحركة على طول خط البصر (أي نحو المراقب) والتي تسمى السرعة الشعاعية مباشرة من الملاحظات الطيفية.

الضوء من النجوم والمقادير النجمية:

• قياس شدة ضوء النجوم: عادة ما يتم التعبير عن السطوع النجمي من خلال مقاديرها، وهو استخدام موروث من العصور الكلاسيكية، النجم ذو القدر الأول يكون أكثر سطوعاً بمقدار 2.5 مرة من نجم من الدرجة الثانية والذي بدوره يكون أكثر سطوعاً بمقدار 2.5 مرة من أحد القدر الثالث وهكذا.

بالتالي فإن نجماً من الدرجة الأولى يساوي 2.55 أو 100 ضعف سطوع نجم من الدرجة السادسة حجم سيريوس الذي يظهر لمراقب على الأرض على أنه ألمع نجم في السماء (باستثناء الشمس) هو 1.4، كانوب هو ثاني أكثر النجوم سطوعاً حجمه 0.7، في حين أن أضعف نجم يُرى عادةً بدون مساعدة من التلسكوب هو سادس، تم قياس النجوم الخافتة مثل الحجم 30 باستخدام التلسكوبات الحديثة، مما يعني أن هذه الأجهزة يمكنها اكتشاف النجوم التي تكون أضعف بأربعة مليارات مرة مما تستطيع العين البشرية وحدها.

يشتمل مقياس المقادير على تعاقب هندسي للسطوع، يتم تعريف المقادير في الواقع من حيث السطوع المرصود، وهي الكمية التي تعتمد على جهاز الكشف عن الضوء المستخدم، تم قياس المقادير البصرية في الأصل بالعين وهي الأكثر حساسية للضوء الأصفر والأخضر، بينما تم الحصول على مقادير التصوير من الصور الموجودة على لوحات التصوير القديمة والتي كانت أكثر حساسية للضوء الأزرق.

اليوم تُقاس المقادير إلكترونياً باستخدام كاشفات مثل أجهزة الكشف عن بعد المزودة بمرشحات صفراء أو خضراء أو زرقاء لتهيئة الظروف التي تتوافق تقريباً، مع تلك التي تم في ظلها قياس المقادير المرئية والتصويرية الأصلية، لا تزال المقادير الصفراء والخضراء غالباً ما يتم تحديدها بمقادير (V)، ولكن تم تحديد المقادير الزرقاء الآن (B)، وقد تم تمديد المخطط إلى مقادير أخرى مثل الأشعة فوق البنفسجية (U) والأحمر (R) والأشعة تحت الحمراء القريبة (I).

• ألوان نجمية: النجوم تختلف في اللون ومعظم النجوم في كوكبة الجبار المرئية بالعين المجردة زرقاء وبيضاء وأبرزها (Rigel Beta Orionis) لكن (Betelgeuse Alpha Orionis) أحمر غامق، في التلسكوب يُنظر إلى (Albireo Beta Cygni) كنجمين أحدهما أزرق والآخر برتقالي، تتضمن إحدى الوسائل الكمية لقياس الألوان النجمية مقارنة الحجم الأصفر (المرئي) للنجم مع حجمه المقاس من خلال مرشح أزرق.

تظهر النجوم الزرقاء الساخنة أكثر إشراقاً من خلال الفلتر الأزرق والعكس صحيح بالنسبة للنجوم الحمراء الأكثر برودة، في جميع مقاييس الحجم تقابل خطوة الحجم واحدة نسبة سطوع 2.512، يتم اختيار نقطة الصفر بحيث يكون للنجوم البيضاء التي تبلغ درجة حرارة سطحها حوالي 10000 كلفن نفس المقدار المرئي.

• أنظمة الحجم: تنشأ المشاكل عند ملاحظة مؤشر لون واحد فقط إذا وجد، على سبيل المثال إن النجم يحتوي على مؤشر اللون (B – V 1.0) أي لون ضارب إلى الحمرة، فمن المستحيل بدون مزيد من المعلومات تحديد ما إذا كان النجم أحمر؛ لأنه بارد أو ما إذا كان هو في الحقيقة نجم ساخن أحمر لونه بمرور الضوء عبر الغبار البينجمي، تغلب علماء الفلك على هذه الصعوبات من خلال قياس مقادير نفس النجوم من خلال ثلاثة مرشحات أو أكثر.

اكتسبت عمليات رصد ضوء الأشعة تحت الحمراء النجمية أهمية كبيرة أيضاً، بالإضافة إلى ذلك فإن الملاحظات الضوئية للنجوم الفردية من المركبات الفضائية والصواريخ جعلت من الممكن قياس الألوان النجمية على مدى واسع من الأطوال الموجية، هذه البيانات مهمة للنجوم الساخنة لتقييم آثار التوهين بين النجوم.

• مقادير بولومترية (Bolometric magnitudes): يُطلق على المجموع المقيس لكل الإشعاع في جميع الأطوال الموجية من النجم مقياس بوليومتري، التصحيحات المطلوبة لتقليل المقادير المرئية للمقاييس البوليومترية كبيرة بالنسبة للنجوم شديدة البرودة وللنجوم شديدة الحرارة، ولكنها صغيرة نسبياً بالنسبة للنجوم مثل الشمس، يوفر تحديد اللمعان الكلي الحقيقي للنجم مقياساً لإنتاج الطاقة الفعلي.

تشكل النجوم الأكثر سخونة مشاكل أكثر صعوبة؛ لأن الغلاف الجوي للأرض يطفئ جميع الإشعاعات بأطوال موجية أقصر من 2900 Å، النجم الذي تبلغ درجة حرارة سطحه 20000 كلفن أو أعلى يشع معظم طاقته في الجزء فوق البنفسجي الذي يتعذر الوصول إليه من الطيف الكهرومغناطيسي، تعمل القياسات التي يتم إجراؤها باستخدام أجهزة الكشف التي يتم إطلاقها في الصواريخ أو المركبات الفضائية على تمديد منطقة الطول الموجي المرصودة إلى 1000 down أو أقل.