عارف الشعيل
06-06-2010, 01:03 PM
كيفية تحديد اعمار
و درجة حرارة و مكونات النجم.
ان تحديد اعمار و درجة حرارة و مكونات النجوم يكون بتحليل الطيف الواصل منها.
http://des.memphis.edu/lurbano/vpython/matter_interactions/spectrum/spectrum_02.jpg (http://des.memphis.edu/lurbano/vpython/matter_interactions/spectrum/spectrum_02.jpg)
اما تحديد بعدها فيتم بقياس تغيير مكانها في السماء عندما تكون الارض في طرف مدارها حول الشمس و عندما تكون في الطرف الآخر.
1. درجة حرارة النجم تحدد عن طريق لونه حيث ان كلما زادت حرارته كلما كانت قفزات الكترونات عناصر النجم اوسع (لتهيجها اكثر بسبب الحرارة و الرغبة بالتخلص منها بكميات طاقة اكبر)
و بالتالي يتجه الضوء نحو آخر طرف الضوء المرئي (البنفسجي) ذو الطاقة الاعلى. ببساطة كلما زادت حرارة النجم تكون معظم اشعته في الطرف ذو الطاقة الاعلى في الطيف المرئي و هو جهة البنفسجي و الازرق، اما اذا كان النجم اقل حرارة تكون اشعته معظمها عند الاحمر و الاصفر. و لهذا السبب ضوء شمعة التنجستون تختلف عن ضوء النيون.
و لهذا السبب عند تسخين قطعة حديد في البداية تكون حمراء ثم مع زيادة التسخين تصبح صفراء ثم بيضاء.
و بالتالي نستطيع القول ان درجة حرارة النجم تتناسب عكسياً مع الطول الموجي لقمة طيفه (و طردياً مع تردد قمة طيفه و هو اعلى نقطة في طيف النجم)
http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/WiensLawProportion.gif (http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/WiensLawProportion.gif)
مثال: النجم في الاسفل لونه اصفر:
http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/5882pic1.JPG (http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/5882pic1.JPG)
و السبب ان طيفه يميل الى اليمين نحو الالوان ذات الطول الموجي الاعلى و التردد الاقل اي الطاقة الاقل، اي انه ليس ساخناً مثل النجوم البيضاء و الزرقاء. طيفه:
http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/3279pic2.JPG (http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/3279pic2.JPG)
اما النجم في الاسفل لونه ازرق:
http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/7985pic3.JPG (http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/7985pic3.JPG)
و السبب ان معظم طيفه عند الجهة اليسرى عند الالوان ذات الطول الموجي الاقصر و التردد الاعلى اي الطاقة الاعلى، و هذا معناه ان درجة حرارة النجم عالية و اعلى من النجم الاصفر. طيفه:
http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/7410pic4.JPG (http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/7410pic4.JPG)
و تم اصطلاح ان للضوء حرارة و هذا معناه ان طيف الشمس درجة حرارته 5780 كلفن اي ان الجسام التي حرارتها كذلك ستنتج نفس طيف الشمس في الاسفل و الذي محصلة لونه يشبه لون الشمس (على صفار):
http://casa.colorado.edu/~ajsh/colour/solarflux.gif (http://casa.colorado.edu/~ajsh/colour/solarflux.gif)
و سبب اختلاف حرارة النجوم يعود لقوة الجذب المركزية اولاً في النجم، فكلما زادت قوة جذبة زاد الضغط و زاد الحرارة، ثانياً كتلته، ثالثاً عمره الذي يحدد قوة اصطداماته النووية، و رابعاً عناصره و نسبة العناصر القادرة على الاندماج النووي لتلك الغير قادرة على ذلك.
و في التصوير هناك مصطلح يسمى white balance لمعادلة الضوء الابيض، و لهذا السبب الصور في اضاءة النيون تختلف عن الصور تحت الشمس، ذلك ان الضوء الابيض للنيون على زراق بينما الضوء الابيض للشمس على صفار و السبب هو اختلاف حرارة الضوء الناتج عن حرارة الاجسام المنتجة للضوء، و هنا تاتي معادلة الكاميرا لذلك بتحديد قيمة ال white balance.
جدول بحرارة الضوء:
1700 K Match flame
1850 K Candle flame
2800–3300 K Incandescent light bulb
3350 K Studio "CP" light
3400 K Studio lamps, photofloods, etc.
4100 K Moonlight, xenon arc lamp
5000 K Horizon daylight
5500–6000 K Typical daylight, electronic flash
6500 K Daylight, overcast
9300 K CRT screen
اما مكونات النجم فتكون من خلال تتبع الخطوط السوداء في طيف النجم. حيث ان لكل عنصر في الجدول الدوري بصمة و هي الاطوال الموجية التي هو قادر على اشعاعها او امتصاصها، و التي تمثل بدورها قفزات الالكترونات التي تمتص او تبث اطوال موجية معينة، مثال طيف الهيدروجين المشع نتيجة تسخينة من خلال تفريغ كهرباء من خلاله كالتالي:
http://chemed.chem.purdue.edu/genchem/topicreview/bp/ch6/graphics/hydrogen.gif (http://chemed.chem.purdue.edu/genchem/topicreview/bp/ch6/graphics/hydrogen.gif)
و هذا الاشعاع يقابل قفزات الاكترونات المحددة في المدارات لذرة الهيدروجين كالتالي:
http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/imgmod/hydspe.gif (http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/imgmod/hydspe.gif)
و بالتالي تكون اطياف السدم التي تتكون من عنصر واحد او اثنين عبارة عن خطوط فقط تمثل طيف العنصر المكون للسديم مثل طيف الهيدروجين في الاعلى فنعرف بسهولة مكونات السديم، اما النجوم و المجرات فتتكون من كثير من العناصر و بالتالي يكون طيفها متصل مثل طيف الشمس و هو مجموع اطياف العناصر المختلفة المكونة للنجم.
وجود عنصر معين في النجم يؤثر على طيف النجم من خلال ايجاد اطياف معينة ممتصة من ذلك العنصر في الطيف الكلي للنجم فتظهر بسبب امتصاصها سوداء او اقل اشعاعاً من باقي خطوط الطيف للنجم، و بملاحظة تلك الاطياف الغائبة او الاقل اشعاعاً و الاطوال الموجية لها في طيف النجم يمكن معرفة العنصر الذي امتصها، لان لكل عنصر بصمة و اطياف معينة قادر على امتصاصها و اشعاعها تمثل قفزات الكترونات ذلك العنصر.
و بالتالي، النجم الذي طيفه موضح في الاسفل يحتوي على الهيدروجين لان بصمة الهيدروجين موجودة و الدليل ان الطيف ذو الطول الموجي 656.3 نانوميتر اقل قيمته من باقي الاطياف حوله، اي انه لا بد من وجود عنصر الهيدروجين في النجم و قام بامتصاص ذلك الطيف ذو الطول الموجي 656.3 نانوميتر، و بالرجوع الى صورة مدارات الكترونات الهيدروجين نجد ان هذا الطيف يقابل قفزة الكترون ذرة الهيدروجين من المدار الثالث الى الثاني، قفز الالكترون بسبب امتصاص تلك الموجة بطول 656.3 نانوميتر فغابت او قلت كميتها من مجمل الطيف. الطيف (لاحظ الاخدود عند طول موجي 656.3 حيث السينات يشير الى الطول الموجي و الصادات يشير الى شدة اللمعان):
http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/star3-med.gif (http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/star3-med.gif)
و عند النظر الى طيف النجم نجد تلك الشرطة السوداء التي تمثل ايضاً امتصاص ذرات الهيدروجين للاشعة عند 636.5 نانومتر و تظهر في اللون الاحمر في الصورة ادناه، لاحظ ايضاً الشرطات السوداء الاخرى بسبب امتصاص ذرات الهيدروجين و غيرها من العناصر الموجودة في النجم لاشعة باطوال موجية معينة تجعلنا نعرف ما هو العنصر و نسبة وجوده في النجم:
http://www.myastrologybook.com/spectrumHyAbsLines.jpg (http://www.myastrologybook.com/spectrumHyAbsLines.jpg)
و يتم تحديد كمية ذلك العنصر من خلال طول و عرض ذلك الخيط الممتص في طيف النجم. و نفس المثال ينطبق على بقية العناصر لكن من خلال بصمة العنصر الآخر الممثلة بالطياف التي قادر على امتصاصها.
الصورة في السفل تبين الطياف الممتصة من العناصر المختلفة، مثال لو وجدنا طيف ممتص عند الطول الموجي 4400 نانوميتر الممثلة في الصورة في الاسفل درجة حرارة ضوء 25000 كلفن، فهذا دليل على وجود الهيليوم، او يمكن الرجوع الى الجدول في الاسفل:
http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/linestrength.gif (http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/linestrength.gif)
http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/8968color.JPG (http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/8968color.JPG)
اما بعد النجم، فيتم تحديده من قياس اختلاف مكان النجم عند رصده عندما تكون الارض في مكان ما في مدارها حول الشمس ثم رصده مرة اخرى عندما تكون الارض في الطرف الآخر المقابل في المدار حول الشمس. فلنتخيل ان المريخ ثابت و لا يتحرك (مثل النجوم)، فعندما تكون الارض في طرف مدارها سيكون المريخ في مكان مختلف عندما يتم رصده عندما تكون الارض في الطرف المقابل، نفس الشيئ للنجم لكن الفرق انه ابعد. ثم بما ان قطر مدار الارض معروف و بقياس اختلاف مكان النجم في السماء عندما تكون الارض في طرفي مدارها حول الشمس، يتم معرفة الزاوية الراسية للمثلث متساوي الساقين الذي راسه النجم و قاعدته مدار الارض حول الشمس، و بالتالي من خلال الجيب و الجتا نعرف اطوال باقي اضلاع المثلث!!
http://www.windows.ucar.edu/images/star_distance.gif (http://www.windows.ucar.edu/images/star_distance.gif)
و الزاوية الراسية التي يتم قياسها من اختلاف موقع النجم الناتج عن دوران الارض تسمى زاوية parallax او زاية الوهم البصري:
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e3/Stellarparallax2.svg/180px-Stellarparallax2.svg.png (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e3/Stellarparallax2.svg/180px-Stellarparallax2.svg.png)
اما كون المجرة او النجم يبتعد او يقترب فيتم تحديده من خلال انزياح طيف النجم نحو الاحمر بما يسمى بظاهرة دوبلر،
وبما ان:
الشمس صفراء، لان حرارة الضوء الواصل منها هو 5777 كلفن، و هذا هو حرارة ضوء الاجسام التي تشع اطوال موجية متصلة تكون محصلتها مائلة للاصفر للعين
الشمس لا لون لها، لان الالوان هي نتيجة الرؤية في العين، ما نستطيع ان نقوله ان اشعاع الشمس يتوزع على الطيف الكهرومغناطيسي حسب الشكل التالي
http://casa.colorado.edu/~ajsh/colour/solarflux.gif (http://casa.colorado.edu/~ajsh/colour/solarflux.gif)
و بالتالي قد تراه بعض الحيوانات رمادياً، و البعض الآخر اصفر، لكن المؤكد ان طيفه كما هو اعلاه.
نقول ان المساحة تحت المنحنى بين 450 و 600 نانوميتر هي اكثر ما يمكن كما ان المنحنى اعلى عند النهاية، و بالتكامل نجد ان ال average عند 550 نانوميتر، و بالتالي نسمي لون الشمس اصفر لان الاطوال الموجية عند 550 هي اصفر حسب التعريف ادناه:
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f1/EM_spectrum.svg/787px-EM_spectrum.svg.png (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f1/EM_spectrum.svg/787px-EM_spectrum.svg.png)
حساسية العين للضوء الاصفر اقوى منها للاخضر، لذا حتى لو كان الكثير من الضوء في المنطقة الخضراء فان هناك كمية من الضوء لا باس بها عند المنطقة الصفراء، و بالمحصلة ترى عين الانسان الشمس صفراء و ليست خضراء.
قمة المنحنى هي عند 500 نانوميتر و بالتالي هذه القيمة تقابل الضوء الاخضر و بالتالي الشمس خضراء، (طبعاً بسبب تاثر الفلكيين بالقانون: http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/WiensLawProportion.gif (http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/WiensLawProportion.gif) لاحظ كلمة Peak
كيف يحددون نسب مكونات ذاك النجم
يستطيعون الفلكيون تحديد كمية الهيدروجين مثلاً من خلال تلك الهبوطات الفجائية في طيف النجم و التي تشير الى امتصاص الهيدروجين،
فكلما عمق ذلك الاخدود كلما زادت كمية الهيدروجين في النجم، و يمكن مقارنته مع تلك الاخاديد التي سببها الهيليوم.
و بالتالي يمكن معرفة نسبة الهيدروجين للهيليوم. من خلال معرفة نسب العناصر نستطيع معرفة عمر النجم،
لان الاندماجات النووية تقلل الهيدروجين و تزيد الهيليوم، ثم يتناقص الهيليوم و تبدا العناصر الاتقل بالظهور و هكذا.
اما كتلة النجم، فاذا كان النجم ثنائي فحساب كتلته سهل للغاية بقوانين نيوتن، اما اذا كان ليس كذلك فيمكن بعد ان نحسب بعده باستخدام الطريقة التي ذكرناها و بعد معرفة مكوناته ايضاً، نقارن كل ذلك باضائته فنعرف كتلته، طبعاً هذا موضوع تجريبي و مبني على التجارب، اي اذا عرفنا ان نجم بعده كذا و مكوناته كذا ثم كانت شدة لمعانه كذا، اذن لا بد ان تكون كتلته كذا، طبعاً من المستحيل ان يكون لامعاً و بعيداً و ان تكون كتلته صغيره، طبعاً اذا لم يكن هناك سدم في الطريق تقلل من لمعانه، الشكل في الاسفل يوضح ذلك حيث في محور السينات الكتلة و الصادات شدة الاضاءة و تبدو شمسنا في المنتصف:
الجهازالذي يصور به النجم؟؟
http://www.hazemsakeek.com/magazine/images/stories/2008tafseerat/sh303_newt_rhr1.jpg (http://www.hazemsakeek.com/magazine/images/stories/2008tafseerat/sh303_newt_rhr1.jpg)
http://www.hazemsakeek.com/magazine/images/stories/2008tafseerat/laser-analysis-spectra.jpg (http://www.hazemsakeek.com/magazine/images/stories/2008tafseerat/laser-analysis-spectra.jpg)
المطياف الضوء spectrometer. هو بكل بساطة موشور يسقط الاشعة على حساس لقوة الاضاءة، و بالتالي نقيس شدة كل طول موجي
و درجة حرارة و مكونات النجم.
ان تحديد اعمار و درجة حرارة و مكونات النجوم يكون بتحليل الطيف الواصل منها.
http://des.memphis.edu/lurbano/vpython/matter_interactions/spectrum/spectrum_02.jpg (http://des.memphis.edu/lurbano/vpython/matter_interactions/spectrum/spectrum_02.jpg)
اما تحديد بعدها فيتم بقياس تغيير مكانها في السماء عندما تكون الارض في طرف مدارها حول الشمس و عندما تكون في الطرف الآخر.
1. درجة حرارة النجم تحدد عن طريق لونه حيث ان كلما زادت حرارته كلما كانت قفزات الكترونات عناصر النجم اوسع (لتهيجها اكثر بسبب الحرارة و الرغبة بالتخلص منها بكميات طاقة اكبر)
و بالتالي يتجه الضوء نحو آخر طرف الضوء المرئي (البنفسجي) ذو الطاقة الاعلى. ببساطة كلما زادت حرارة النجم تكون معظم اشعته في الطرف ذو الطاقة الاعلى في الطيف المرئي و هو جهة البنفسجي و الازرق، اما اذا كان النجم اقل حرارة تكون اشعته معظمها عند الاحمر و الاصفر. و لهذا السبب ضوء شمعة التنجستون تختلف عن ضوء النيون.
و لهذا السبب عند تسخين قطعة حديد في البداية تكون حمراء ثم مع زيادة التسخين تصبح صفراء ثم بيضاء.
و بالتالي نستطيع القول ان درجة حرارة النجم تتناسب عكسياً مع الطول الموجي لقمة طيفه (و طردياً مع تردد قمة طيفه و هو اعلى نقطة في طيف النجم)
http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/WiensLawProportion.gif (http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/WiensLawProportion.gif)
مثال: النجم في الاسفل لونه اصفر:
http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/5882pic1.JPG (http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/5882pic1.JPG)
و السبب ان طيفه يميل الى اليمين نحو الالوان ذات الطول الموجي الاعلى و التردد الاقل اي الطاقة الاقل، اي انه ليس ساخناً مثل النجوم البيضاء و الزرقاء. طيفه:
http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/3279pic2.JPG (http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/3279pic2.JPG)
اما النجم في الاسفل لونه ازرق:
http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/7985pic3.JPG (http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/7985pic3.JPG)
و السبب ان معظم طيفه عند الجهة اليسرى عند الالوان ذات الطول الموجي الاقصر و التردد الاعلى اي الطاقة الاعلى، و هذا معناه ان درجة حرارة النجم عالية و اعلى من النجم الاصفر. طيفه:
http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/7410pic4.JPG (http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/7410pic4.JPG)
و تم اصطلاح ان للضوء حرارة و هذا معناه ان طيف الشمس درجة حرارته 5780 كلفن اي ان الجسام التي حرارتها كذلك ستنتج نفس طيف الشمس في الاسفل و الذي محصلة لونه يشبه لون الشمس (على صفار):
http://casa.colorado.edu/~ajsh/colour/solarflux.gif (http://casa.colorado.edu/~ajsh/colour/solarflux.gif)
و سبب اختلاف حرارة النجوم يعود لقوة الجذب المركزية اولاً في النجم، فكلما زادت قوة جذبة زاد الضغط و زاد الحرارة، ثانياً كتلته، ثالثاً عمره الذي يحدد قوة اصطداماته النووية، و رابعاً عناصره و نسبة العناصر القادرة على الاندماج النووي لتلك الغير قادرة على ذلك.
و في التصوير هناك مصطلح يسمى white balance لمعادلة الضوء الابيض، و لهذا السبب الصور في اضاءة النيون تختلف عن الصور تحت الشمس، ذلك ان الضوء الابيض للنيون على زراق بينما الضوء الابيض للشمس على صفار و السبب هو اختلاف حرارة الضوء الناتج عن حرارة الاجسام المنتجة للضوء، و هنا تاتي معادلة الكاميرا لذلك بتحديد قيمة ال white balance.
جدول بحرارة الضوء:
1700 K Match flame
1850 K Candle flame
2800–3300 K Incandescent light bulb
3350 K Studio "CP" light
3400 K Studio lamps, photofloods, etc.
4100 K Moonlight, xenon arc lamp
5000 K Horizon daylight
5500–6000 K Typical daylight, electronic flash
6500 K Daylight, overcast
9300 K CRT screen
اما مكونات النجم فتكون من خلال تتبع الخطوط السوداء في طيف النجم. حيث ان لكل عنصر في الجدول الدوري بصمة و هي الاطوال الموجية التي هو قادر على اشعاعها او امتصاصها، و التي تمثل بدورها قفزات الالكترونات التي تمتص او تبث اطوال موجية معينة، مثال طيف الهيدروجين المشع نتيجة تسخينة من خلال تفريغ كهرباء من خلاله كالتالي:
http://chemed.chem.purdue.edu/genchem/topicreview/bp/ch6/graphics/hydrogen.gif (http://chemed.chem.purdue.edu/genchem/topicreview/bp/ch6/graphics/hydrogen.gif)
و هذا الاشعاع يقابل قفزات الاكترونات المحددة في المدارات لذرة الهيدروجين كالتالي:
http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/imgmod/hydspe.gif (http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/imgmod/hydspe.gif)
و بالتالي تكون اطياف السدم التي تتكون من عنصر واحد او اثنين عبارة عن خطوط فقط تمثل طيف العنصر المكون للسديم مثل طيف الهيدروجين في الاعلى فنعرف بسهولة مكونات السديم، اما النجوم و المجرات فتتكون من كثير من العناصر و بالتالي يكون طيفها متصل مثل طيف الشمس و هو مجموع اطياف العناصر المختلفة المكونة للنجم.
وجود عنصر معين في النجم يؤثر على طيف النجم من خلال ايجاد اطياف معينة ممتصة من ذلك العنصر في الطيف الكلي للنجم فتظهر بسبب امتصاصها سوداء او اقل اشعاعاً من باقي خطوط الطيف للنجم، و بملاحظة تلك الاطياف الغائبة او الاقل اشعاعاً و الاطوال الموجية لها في طيف النجم يمكن معرفة العنصر الذي امتصها، لان لكل عنصر بصمة و اطياف معينة قادر على امتصاصها و اشعاعها تمثل قفزات الكترونات ذلك العنصر.
و بالتالي، النجم الذي طيفه موضح في الاسفل يحتوي على الهيدروجين لان بصمة الهيدروجين موجودة و الدليل ان الطيف ذو الطول الموجي 656.3 نانوميتر اقل قيمته من باقي الاطياف حوله، اي انه لا بد من وجود عنصر الهيدروجين في النجم و قام بامتصاص ذلك الطيف ذو الطول الموجي 656.3 نانوميتر، و بالرجوع الى صورة مدارات الكترونات الهيدروجين نجد ان هذا الطيف يقابل قفزة الكترون ذرة الهيدروجين من المدار الثالث الى الثاني، قفز الالكترون بسبب امتصاص تلك الموجة بطول 656.3 نانوميتر فغابت او قلت كميتها من مجمل الطيف. الطيف (لاحظ الاخدود عند طول موجي 656.3 حيث السينات يشير الى الطول الموجي و الصادات يشير الى شدة اللمعان):
http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/star3-med.gif (http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/star3-med.gif)
و عند النظر الى طيف النجم نجد تلك الشرطة السوداء التي تمثل ايضاً امتصاص ذرات الهيدروجين للاشعة عند 636.5 نانومتر و تظهر في اللون الاحمر في الصورة ادناه، لاحظ ايضاً الشرطات السوداء الاخرى بسبب امتصاص ذرات الهيدروجين و غيرها من العناصر الموجودة في النجم لاشعة باطوال موجية معينة تجعلنا نعرف ما هو العنصر و نسبة وجوده في النجم:
http://www.myastrologybook.com/spectrumHyAbsLines.jpg (http://www.myastrologybook.com/spectrumHyAbsLines.jpg)
و يتم تحديد كمية ذلك العنصر من خلال طول و عرض ذلك الخيط الممتص في طيف النجم. و نفس المثال ينطبق على بقية العناصر لكن من خلال بصمة العنصر الآخر الممثلة بالطياف التي قادر على امتصاصها.
الصورة في السفل تبين الطياف الممتصة من العناصر المختلفة، مثال لو وجدنا طيف ممتص عند الطول الموجي 4400 نانوميتر الممثلة في الصورة في الاسفل درجة حرارة ضوء 25000 كلفن، فهذا دليل على وجود الهيليوم، او يمكن الرجوع الى الجدول في الاسفل:
http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/linestrength.gif (http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/linestrength.gif)
http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/8968color.JPG (http://hosting01.imagecross.com/image-hosting-02/8968color.JPG)
اما بعد النجم، فيتم تحديده من قياس اختلاف مكان النجم عند رصده عندما تكون الارض في مكان ما في مدارها حول الشمس ثم رصده مرة اخرى عندما تكون الارض في الطرف الآخر المقابل في المدار حول الشمس. فلنتخيل ان المريخ ثابت و لا يتحرك (مثل النجوم)، فعندما تكون الارض في طرف مدارها سيكون المريخ في مكان مختلف عندما يتم رصده عندما تكون الارض في الطرف المقابل، نفس الشيئ للنجم لكن الفرق انه ابعد. ثم بما ان قطر مدار الارض معروف و بقياس اختلاف مكان النجم في السماء عندما تكون الارض في طرفي مدارها حول الشمس، يتم معرفة الزاوية الراسية للمثلث متساوي الساقين الذي راسه النجم و قاعدته مدار الارض حول الشمس، و بالتالي من خلال الجيب و الجتا نعرف اطوال باقي اضلاع المثلث!!
http://www.windows.ucar.edu/images/star_distance.gif (http://www.windows.ucar.edu/images/star_distance.gif)
و الزاوية الراسية التي يتم قياسها من اختلاف موقع النجم الناتج عن دوران الارض تسمى زاوية parallax او زاية الوهم البصري:
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e3/Stellarparallax2.svg/180px-Stellarparallax2.svg.png (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/e3/Stellarparallax2.svg/180px-Stellarparallax2.svg.png)
اما كون المجرة او النجم يبتعد او يقترب فيتم تحديده من خلال انزياح طيف النجم نحو الاحمر بما يسمى بظاهرة دوبلر،
وبما ان:
الشمس صفراء، لان حرارة الضوء الواصل منها هو 5777 كلفن، و هذا هو حرارة ضوء الاجسام التي تشع اطوال موجية متصلة تكون محصلتها مائلة للاصفر للعين
الشمس لا لون لها، لان الالوان هي نتيجة الرؤية في العين، ما نستطيع ان نقوله ان اشعاع الشمس يتوزع على الطيف الكهرومغناطيسي حسب الشكل التالي
http://casa.colorado.edu/~ajsh/colour/solarflux.gif (http://casa.colorado.edu/~ajsh/colour/solarflux.gif)
و بالتالي قد تراه بعض الحيوانات رمادياً، و البعض الآخر اصفر، لكن المؤكد ان طيفه كما هو اعلاه.
نقول ان المساحة تحت المنحنى بين 450 و 600 نانوميتر هي اكثر ما يمكن كما ان المنحنى اعلى عند النهاية، و بالتكامل نجد ان ال average عند 550 نانوميتر، و بالتالي نسمي لون الشمس اصفر لان الاطوال الموجية عند 550 هي اصفر حسب التعريف ادناه:
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f1/EM_spectrum.svg/787px-EM_spectrum.svg.png (http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f1/EM_spectrum.svg/787px-EM_spectrum.svg.png)
حساسية العين للضوء الاصفر اقوى منها للاخضر، لذا حتى لو كان الكثير من الضوء في المنطقة الخضراء فان هناك كمية من الضوء لا باس بها عند المنطقة الصفراء، و بالمحصلة ترى عين الانسان الشمس صفراء و ليست خضراء.
قمة المنحنى هي عند 500 نانوميتر و بالتالي هذه القيمة تقابل الضوء الاخضر و بالتالي الشمس خضراء، (طبعاً بسبب تاثر الفلكيين بالقانون: http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/WiensLawProportion.gif (http://cas.sdss.org/dr6/common/proj/basic/spectraltypes/images/WiensLawProportion.gif) لاحظ كلمة Peak
كيف يحددون نسب مكونات ذاك النجم
يستطيعون الفلكيون تحديد كمية الهيدروجين مثلاً من خلال تلك الهبوطات الفجائية في طيف النجم و التي تشير الى امتصاص الهيدروجين،
فكلما عمق ذلك الاخدود كلما زادت كمية الهيدروجين في النجم، و يمكن مقارنته مع تلك الاخاديد التي سببها الهيليوم.
و بالتالي يمكن معرفة نسبة الهيدروجين للهيليوم. من خلال معرفة نسب العناصر نستطيع معرفة عمر النجم،
لان الاندماجات النووية تقلل الهيدروجين و تزيد الهيليوم، ثم يتناقص الهيليوم و تبدا العناصر الاتقل بالظهور و هكذا.
اما كتلة النجم، فاذا كان النجم ثنائي فحساب كتلته سهل للغاية بقوانين نيوتن، اما اذا كان ليس كذلك فيمكن بعد ان نحسب بعده باستخدام الطريقة التي ذكرناها و بعد معرفة مكوناته ايضاً، نقارن كل ذلك باضائته فنعرف كتلته، طبعاً هذا موضوع تجريبي و مبني على التجارب، اي اذا عرفنا ان نجم بعده كذا و مكوناته كذا ثم كانت شدة لمعانه كذا، اذن لا بد ان تكون كتلته كذا، طبعاً من المستحيل ان يكون لامعاً و بعيداً و ان تكون كتلته صغيره، طبعاً اذا لم يكن هناك سدم في الطريق تقلل من لمعانه، الشكل في الاسفل يوضح ذلك حيث في محور السينات الكتلة و الصادات شدة الاضاءة و تبدو شمسنا في المنتصف:
الجهازالذي يصور به النجم؟؟
http://www.hazemsakeek.com/magazine/images/stories/2008tafseerat/sh303_newt_rhr1.jpg (http://www.hazemsakeek.com/magazine/images/stories/2008tafseerat/sh303_newt_rhr1.jpg)
http://www.hazemsakeek.com/magazine/images/stories/2008tafseerat/laser-analysis-spectra.jpg (http://www.hazemsakeek.com/magazine/images/stories/2008tafseerat/laser-analysis-spectra.jpg)
المطياف الضوء spectrometer. هو بكل بساطة موشور يسقط الاشعة على حساس لقوة الاضاءة، و بالتالي نقيس شدة كل طول موجي