انجمن نجوم آوااستار - صفحه اصلی

  
طیف              طیف
صفحه 6 از 8 نخستنخست ... 2345678 آخرینآخرین
نمایش نتایج: از شماره 51 تا 60 , از مجموع 79

موضوع: طیف

  1. #1
    مدير ارشد Ehsan آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Feb 2011
    محل سکونت
    tabriz-tehran!!!
    نوشته ها
    1,562
    تشکر
    7,745
    تشکر شده 17,000 بار در 1,521 ارسال

    Post طیف

    احتمالا همگی راجع به طیف ِ ستارگان و کهکشان ها و .... شنیدید و توی ِ متنهای ِ علمی این کلمه به گوشتون خورده و شکلهایی شبیه ِ شکل ِ پایین رو دیدید:



    این تاپیک به این منظور ایجاد شده که راجع به طیف ِ نور ِ اجرام ِ نجومی (نه فقط طیف ِ ستارگان) و اطلاعاتی که می شه ازش کسب کرد بحث کنیم.


  2. #51
    مدير ارشد Ehsan آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Feb 2011
    محل سکونت
    tabriz-tehran!!!
    نوشته ها
    1,562
    تشکر
    7,745
    تشکر شده 17,000 بار در 1,521 ارسال

          خطوط ِ طیفی ِ جذبی (تعریف)

    در قسمت ِ اول ِ این پست توضیح دادیم که اگر نوری به یک گاز ِ سرد و رقیق بتابد، گاز شروع به تابش ِ طیف ِ نشری در تمام ِ جهات می کند. ساز و کار از این قرار بود که گاز می توانست فوتونهایی با «انرژی ِ درست»* برای ِ جذب شدن را از یک طیف ِ پیوسته جذب کند و دوباره در جهتی متفاوت گسیل کند. اما چه بلایی سر ِ فوتونهایی که انرژی ِ درست برای ِ جذب شدن را ندارند می آید؟ ساده است! بدون ِ این که اتفاقی برایشان بی افتد از گاز رد می شوند. بررسی ِ طیف ِ این نور که از گاز ِ سرد رد شده جالب است.

    فوتونهایی که رد شده اند انرژی ِ درستی ندارند! پس فوتونهای ِ دارای ِ انرژی ِ درست رد نشده اند، بنابر این در طیف ِ نوری که رد شده است جای ِ این فوتونها که انرژی ِ درست داشته اند خالی است و فقط بقیه ی ِ فوتونها دیده می شوند. پس اگر به طیف ِ این نور نگاه کنید جای ِ این فوتونها را خالی میابید یعنی ما با یک طیف ِ پیوسته مواجه هستیم که برخی فرکانسها از روی ِ این طیف حذف شده (در واقع جذب شده!) بدین سان چیزی که می بینیم یک طیف ِ پیوسته است با خطوطی سیاه روی ِ این طیف:



    خطوط ِ طیفی جذبی مشترکات ِ زیادی با خطوط ِ نشری دارند. فرکانسهای ِ خطوط ِ طیفی ِ جذبی دقیقا مطابق با فرکانسهای ِ خطوط ی طیفی ِ نشری شکل می گیریند زیرا ساز و کار ِ تشکیل ِ خطوط ِ جذبی دقیقا بر عکس ِ خطوط ِ نشری است (خطوط ِ نشری از گسیل ِ فوتون به وسیله ی ِ الکترون شکل می گیرند و خطوط ِ جذبی از جذب ِ فوتون توسط ِ همان الکترون). شکل ِ زیر را ببینید:



    (به کپی رایت نوشت مراجعه کنید )

    همچنین همان ساز و کاری که پهنای ِ خطوط ِ طیفی ِ جذبی را ایجاد می کرد هم همین جا پهنا ایجاد می کند البته در مورد ِ خطوط ِ جذبی موارد ِ بیشتری در پهنای ِ خطوط تاثیر دارند که شرح داده خواهد شد.

    سوال: مگر نگفتیم گازی که باعث ِ جذب می شود همزمان در تمام ِ جهات طیف ِ نشری هم دارد و این که خطوط ِ نشری با خطوط ِ جذبی هم فرکانس اند! پس منطقی است نتیجه بگیریم که خطوط ِ جذبی توسط ِ خطوط ِ نشری پر می شوند و ما همچنان شاهد ِ یک طیف ِ پیوسته خواهیم بود!؟

    جواب: استدلال ِ ابتدای ِ سوال صحیح است اما موردی در نتیجه گیری در نظر گرفته نشده! تابشی که طیف ِ نشری دارد در تمامی ِ جهات گسیل می شود و ضعیف تر از تابشی است که به گاز رسیده و از آن رد شده است. بنا بر این فقط می تواند قدری از سیاهی ِ خطوط ِ جذبی بکاهد اما نمی تواند کامل آن را پر کند.

    ـــــــــــــــــــــــــ
    *یاداور نوشت: برای ِ فهمیدن ِ این که انرژی ِ درست چیه به این پست مراجعه کنید!

    کپی رایت نوشت: اون عکسی که گذاشتم و گفتم بیاید پایین قبلا تو این پست ادیت شده اش قرار داشت بدون ِ ارجاع به مکانش! الان عکس ِ اصلیش قرار داره با آدرسش. این هم از حق ِ کپی رایت!

    پی نوشت 0: با تموم شدن ِ طیف ِ نشری منطقی بود که طیف ِ جذبی رو شروع کنم با این حال هنوز هم هر سوالی دارید راجع به طیف ِ نشری دارید مطرح کنید.

    پی نوشت1 : پست ِ بعدی احتمالا راجع به عوامل ِ موثر بر پهنای ِ خطوط ِ جذبی و بعد هم جاهایی که خطوط ِ طیفی ِ جذبی مشاهده می شه(این مورد شاید یه کمی طول بکشه) و نهایتا بعد از همه ی ِ اینها می تونیم به کاربرد هایی که خطوط ِ طیفی در ستاره شناسی دارند برسیم. قطعا این کاربردها خیلی زیاد اند چون به تنها چیزی که دسترسی داریم نور ِ ستاره هاست.

    پی نوشت ِ 2: سوالی هست در خدمتم!
    ویرایش توسط Ehsan : 08-23-2012 در ساعت 03:51 PM
    یک سر به هوای کوچک در این دنیای بزرگ


  3. #52
    مدير ارشد Ehsan آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Feb 2011
    محل سکونت
    tabriz-tehran!!!
    نوشته ها
    1,562
    تشکر
    7,745
    تشکر شده 17,000 بار در 1,521 ارسال

          خطوط ِ طیفی ِ جذبی، چه طور و کجا؟

    بر خلافِ طیف ِ نشری ، طیف ِ جذبی فقط تحت ِ یک شرایط ِ خاص شکل می گیرد:

    طیف ِ جذبی فقط زمانی شکل می گیرد که یک نور ِ قوی از درون ِ یک گاز ِ نسبتا رقیق و سرد عبور کند. نور ِ عبوری دارای ِ طیف ِ جذبی خواهد بود.

    طیف ِ جذبی ِ هیدروژن



    این فرایند و نحوه ی ِ تولید ِ طیف ِ جذبی را در این پست به تفضیل شرح داده ایم. در طبیعت ِ نجومی معمولا تنها راه ِ تولید ِ نور با طیفی پیوسته، وجود ِ یک منبع ِ بسیار داغ است و تابش ِ این منبع بسیار نزدیک به تابش ِ جسم ِ سیاه است که در این پست و این پست شرح داده شد. اگر اطراف ِ این منبع یک گاز ِ سردتر وجود داشته باشد طیف ِ نهایی دارای ِ خطوط ِ جذبی خواهد بود. این حالت معمولا فقط در جو ِ ستاره ها رخ می دهد. بنا بر این بررسی ِ ساختار ِ جو ِ ستاره ها برای ِ این منظور منطقی است!

    برای ِ گازها کمیتی وجود دارد به اسم ِ عمق ِ اپتیکی؛ به بیان ِ نا دقیق این کمیت میزان ِ کدری ِ یک ضخامت ِ خاص از گاز را نشان می دهد، مثلا اگر بگوییم عمق ِ اپتیکی ِ جو ِ زمین زیاد است یعنی جو ِ زمین کدر است و اگر بگوییم عمق ِ اپتیکی ِ جو ِ زمین کم است یعنی جو ِ زمین شفاف است. به وضوح عمق ِ اپتیکی به ضخامت ِ لایه ی ِ گاز بستگی دارد، در جو ِ زمین وقتی ستاره ای در سر سو قرار دارد روشنتر از زمانی است که نزدیک ِ افق باشد، از دیدگاه ِ اخترفیزیکی این یعنی عمق ِ اپتیکی ِ جو ِ زمین نزدیک ِ افق بیشتر از سر سو است، که البته خیلی دور از انتظار نیست! نور ِ ستاره وقتی نزدیک ِ افق باشد مسافت ِ زیادی را باید برای ِ رسیدن به ما طی کند تا زمانی که در سر سو باشد:


    مقایسه ی ِ مسیر ِ نور در نزدیکی ِ افق و سر سو


    عمق ِ اپتیکی در جو ِ ستاره ها مهم است. وقتی ما به جو ِ یک ستاره نگاه می کنیم دقیقا آخرین لایه ی ِ گاز را نمی بینیم بلکه به خاطر ِ عمق ِ اپتیکی ِ نسبتا کم ِ گاز ِ هیدروژن، لایه های ِ پایین تری را می بینیم. مثل ِ این که به دریا نگاه کنید! شما عملا به خاطر ِ شفافیت ِ آب چند متر پایین تر را می بینید.

    اما جو ِ ستاره بسیار داغ است. بیایید شرایط ِ گازی را که می بینیم مرور کنیم:


    زیر ِ این لایه ی ِ گاز، لایه های ِ کدر ِ پایینتر قرار دارد که بسیار داغ است و در شرایط ِ تعادل ِ موضعی قرار دارد یعنی اگر بخش ِ کوچکی از این گاز را جدا کنیم تقریبا می توانیم فرض کنیم که دما و فشار ِ این گاز تغییر ِ قابل ِ توجه ای نمی کند از طرفی اگر گاز تابان نبود، می توانستیم فرض کنیم نوری که به درون ِ ستاره بتابد کاملا جذب می شود پس به صورت ِ موضعی ما با یک جسم ِ سیاه طرفیم!


    این جسم ِ سیاه سوراخی به معنایی که در این پست شرح دادیم ندارد اما خروجی اش همان آخرین لایه ی ِ گاز است که می بینیم پس اگر این جسم ِ سیاه را داغ کنیم شروع به تابش می کند آن هم تابشی دقیقا شبیه به تابش ِ جسم ِ سیاهی که شرح دادیم. اما بین ِ این جسم ِ سیاه تا ما یک لایه گاز ِ سرد تر و شفاف قرار گرفته است! (سرد یعنی 5800 درجه ی ِ کلوین ) این گاز ِ سرد و شفاف باعث خواهد شد طیفی که ما از ستاره دریافت می کنیم دارای ِ خطوط ی جذبی باشد! به همین سادگی!


    با دیدن ِ لایه های ِ خورشید و البته مطالب ِ بالا می فهمیم که ما عملا فوتوسفر رو مشاهده می کنیم و بین ِ ما و فوتوسفر لایه های ِ دیگری از گاز هم وجود دارد:


    طیف ِ خورشید وقتی هوا نیست در مقایسه با وقتی که هوا هست و همچنین طیف ِ یک جسم ِ سیاه در دمای ِ 6000 درجه ی ِ کلوین، ملاحظه کنید که چه قدر با طیف ِ جسم ِ سیاهی که دمای ِ 6000 درجه ی ِ کلوین داره هم خوانی داره! علتش اینه که اصل ِ تابش مال ِ اون دما بوده و یه طیف ِ جذبی روش نشسته.



    ـــــــــــــــــــــــــ ـــ
    اخترفیزیک دوست نوشت1: وقتی از گاز ِ رقیق یا غلیظ تو اخترفیزیک صحبت می شه کلا هر چی تصور ِ زمینی تو ذهنتون هست رو بریزید دور! جو ِ زمین در معیارهای ِ اخترفیزیکی بسیار بسیار غلیظه! سحابی ِ جبار از بهترین خلا هایی که در زمین تولید شده رقیق تر هستش! (البته کمی رقیقتر!) جو های ِ برخی ستاره های ِ ابرغول هم همین طوری هستن.

    المپیادی نوشت1 و اخترفیزیک دوست نوشت2: عمق ِ اپتیکی یه عدد ِ بی بعد هستش. به صورت ِ دقیقتر هم تابع ِ طول ِ موج میشه. اگر شدت ِ ورودی Io و شدت ِ خروجی I باشه عمق ِ اپتیکی ِ گاز با اینا این طوری مرتبط می شه:
    I=Io*exp(-t) l
    که t همون عمق ِ اپتیکی هستش.


    المپیادی نوشت 2 و اخترفیزیک دوست نوشت3: طیف ِ جسم ِ سیاهی که ما از خورشید می بینیم مربوط می شه به لایه ای از خورشید که دماش 6000 درجه ی ِ کلوینه اما کل ِ انرژیی که از خورشید ساطع میشه معادل ِ اینه که خورشید یک جسم ِ سیاه باشه با دمای ِ حدودا 5800 درجه ی ِ کلوین. این تفاوت به خاطر ِ شفاف بودن ِ لایه های ِ پایانی ِ جو ِ خورشید به وجود میاد، به دمای ِ اولی می گن دمای ِ وین و به دمای ِ دومی می گن دمای ِ موثر! این در واقع جواب ِ همین تاپیک هستش!!! البته این همزمان دلیلی بر درستی ِ چیز هایی هستش که تو پست ِ بالا گفتم

    به عکس ِ پایین هم یه نگاهی بندازید بد نیست راجع به همینه:

    طیف ِ خورشید و طیف ِ تابش ِ یک جسم ِ سیاه در دمای ِ 5777 درجه ی ِ کلوین (توجه کنید که انرژی ِ کل ِ ساطع شده از دو طیف یکسان هستش):




    پی نوشت1: می دونم قرار بود راجع به پهنا و عمق ِ خطوط ِ جذبی حرف بزنم اما دیدم این طوری روند منطقی تر هستش. یعنی اول این پست و بعد تحلیل ِ عمق و پهنای ِ خطوط.
    بعد از تحلیل ِ عمق و پهنا نهایتا به بررسی ِ کاربردهای ِ طیف و طیف سنجی می پردازیم.

    پی نوشت ِ 2: سوالی هست در خدمتم

    عذر نوشت 1: ببخشید که این یکی پست طولانی شد و البته یه کمی تخصصی . هر جاییش نا مفهومه بفرمایید توضیح بدم.

    عذر نوشت2 :شدیدا شرمنده این قدر دیر دارم پست می گذارم! درد ِ دندون امونمو بریده نمی تونم درست فکر کنم و بنویسم :|
    ویرایش توسط Ehsan : 08-27-2012 در ساعت 12:27 AM
    یک سر به هوای کوچک در این دنیای بزرگ


  4. #53
    مدير ارشد Ehsan آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Feb 2011
    محل سکونت
    tabriz-tehran!!!
    نوشته ها
    1,562
    تشکر
    7,745
    تشکر شده 17,000 بار در 1,521 ارسال

          مشخصه های ِ خطوط ِ جذبی

    خطوط ِ جذبی، شبیه ِ خطوط ِ نشری دو مشخصه ی ِ اساسی دارند که می توان آنها را دسته بندی کرد: 1.عمق 2.پهنا

    هر کدام از این مشخصه ها بر اساس ِ ویژگی های ِ گاز ِ جذب کننده می توانند تغییر کنند. (خطوط ِ طیفی روی ِ نمودارهای ِ شدت شبیه ِ یک چاله هستند! ارتفاع ِ نسبی ِ این چاله ها نسبت به اطراف، عمق ِ خط ِ طیفی است)



    اصولا در طیف ِ جذبی دو عامل می تواند تاثیر گذار باشد: چگالی ِ گاز و دمای ِ گاز. هر کدام از اینها همزمان عمق و پهنای ِ خطوط ِ جذبی را تحت ِ تاثیر قرار می دهند.

    تاثیرات ِ چگالی:

    وقتی چگالی نسبتا کم باشد و گاز رقیق باشد، تغییر ِ چگالی فقط عمق ِ خط ِ طیفی را تحت ِ تاثیر قرار می دهد. جذب توسط چه چیز انجام می پذیرد؟ اتمها! اگر تعداد ِ اتمها بیشتر شود علی الاصول احتمال ِ این که فوتونی با فرکانس ِ مناسب برای ِ جذب، بتواند فرار کند و جذب نشود پایین می آید! مثل ِ این که هر چه تعداد ِ شکارچی مرغابی ها زیاد شود، احتمال ِ این که مرغابیی بتواند فرار کند کمتر می شود. فوتونها هم حکم ِ مرغابی ها را دارند و اتمها حکم ِ شکارچی ها! هر چه چگالی ِ لایه ی ِ گاز بیشتر شود مثل ِ این که تعداد ِ شکارچی ها زیاد شده و تعداد ِ فوتونهای ِ مناسب ِ جذب شدن کمتر می شود عمق ِ خط هم با تعداد ِ فوتون های ِ «فراری» رابطه ی ِ عکس دارد!

    هر چه اتمها بیشتر باشند احتمال ِ برخورد ِ فوتون با اتم افزایش یافته و جذب شدن محتمل تر می شود:



    پس هر چه گاز چگالتر باشد، خط ِ جذبی عمیقتر است!

    اما در بالا چگالی ِ های بالا را استثنا کردیم، چرا؟ چگالی های ِ پایین، تاثیر ِ اتمهای ِ گاز بر هم دیگر را کم می کند و ما اصولا می توانیم راجع به یک اتم ِ منفرد بحث کنیم. اتم منفرد هم که مفصلا بحث شده است و ترازهای ِ انرژی و تاثیراتش بر طیف معلوم است.

    اما وقتی چگالی بالا می رود اتمها می توانند بر هم دیگر تاثیر بگذارند. وقتی اتمها بر هم تاثیر گذارند از لحاظ ِ کوانتمی ترازهای ِ انرژی ِ جدید ایجاد می شود؛ به جای ِ یک انرژی، چندین انرژی ِ نزدیک به تراز ِ قبلی مجاز می شود و این باعث می شود که فوتونهایی با انرژی ِ نزدیک به انرژی ِ تراز ِ اصلی هم جذب شود و این هم به نوبه ی ِ خود پهنای ِ خطوط ِ طیفی را افزایش می دهد. در واقع چون فوتونهای ِ اطراف ِ خط ِ اصلی هم می توانند جذب شوند پس خط پهن تر می شود.


    ترازهای ِ انرژی ِ با افزایش ِ چگالی تغییر می کنند: راست یک ملوکول است و چپ یک کریستال که ترازهایش تبدیل به یک باند ِ انرژی شده، مرکز حالتی بینابین است:


    در این حالت با بالا رفتن ِ چگالی در ماده ترازهای ِ بیشتری ایجاد می شود و خط پهنتر می شود و این اتفاق تا جایی پیش میرود که در جامدات عملا ما با به جای ِ ترازهای ِ گسسته با کمربند های ِ انرژی مواجه هستیم یعنی یک سری تراز ِ پیوسته. اغلب ِ ویژگی های ِ جامدات را همین ترازها تعیین می کنند.(چنین تاثیری عملا فقط در کوتوله های ِ سفید مشاهده می شود)


    خطوط ِ طیفی ِ یک کوتوله ی ِ سفید (در مرکز) در مقایسه با خورشید و یک غول ِ آبی:


    تاثیرات ِدما:

    عملا دما فقط به کمک ِ اثر ِ دوپلر روی ِ خطوطِ طیفی تاثیر می گذارد که ساز و کارش در قسمت ِ دوم ِ این پست مفصلا شرح داده شده است.
    تنها چیزی که باید گوشزد کنیم این است که در اثر ِ پهن تر شدن ِ توزیع ِ سرعت به خاطر ِ دمای ِ بالا، با اضافه شدن ِ پهنا، عمق کم می شود.


    کمی تخصصی تر:

    در اخترفیزیک غیر از پهنا و عمق شکل ِ کلی ِ خط ِ طیفی جذبی هم بسیار مهم است. نمودار ِ خط ِ جذبی شبیه ِ یک چاله است که نحوه ی ِ افت ِ چاله که به منحنی ِ رشد مشهور اطلاعات ِ ارزشمندی از گاز ِ جاذب در اختیار ِ اخترفیزیک دانان قرار می دهد.

    ـــــــــــــــــــــــــ ــ
    فیزیک دوست نوشت1: گاز ِ کامل دقیقا همین است که اتمها روی ِ هم تاثیری نداشته باشند! به صورت ِ کلاسیک یعنی به هم برخورد نکنند اما از دیدگاه ِ کوانتمی یعنی همین تاثیر های ِ اندک هم نباشد!! در واقع گاز ِ کامل چه از دیدگاه ِ کوانتمی و چه از دیدگاه ِ کلاسیک موجود ِ جالبیه!

    المپیادی نوشت1: سعی کنید با پیدا کردن ِ شکل ِ توزیع ِ سرعت ِ ماکسولی (از اینترنت و کتابها راحت گیر میاد) و چند تا فرض ِ ساده کننده، شکل ِ خط ِ طیفی ِ جذبی رو که در اثر ِ دوپلرشیفت ایجاد می شه پیدا کنید و با کامپیوتر بکشید! هر کسی این کارو بکنه خودم شخصا بهش می گم آفرین!

    اخترفیزیک دوست نوشت2 و المپیادی نوشت 2: اگر دقیق باشید باید گیر بدید که تعریف ِ دقیق ِ پهنا چیه؟ خط ِ طیفی کجا تموم می شه که پهنا تا همونجا باشه؟ خوب جواب ِ این سوال کمی دلبخواهی هستش! یعنی شما می تونید جوری تعریف بکنید که خودتون راضی بشید! مثلا جایی که شدت به اندازه ی ِ 0.7 عمق بالا باشه می شه بهش گفت خط تموم شده! این که چه طور تعریفش کنید بیشتر به این برمیگرده که چه کاری با خط ِ طیفی دارید و می خواید چی ازش بدونید!

    اخترفیزیک دوست نوشت 3: برای ِ طیف ِ نشری اگر چگالی زیادی بالا بره خط تا جایی پهن می شه اما از جایی به بعد تبدیل به خط ِ جذبی می شه! چون این حالت می شه درست مثل ِ ستاره ها!!

    پی نوشت ِ1: الان تقریبا هیچ چیزی از خطوط ِ طیفی باقی نمونده که نگفته باشم! حالا می تونیم بریم سراغ ِ کاربرد های ِ طیف و طیف سنجی و اینا! الان از این جا به بعد خیلی کلیه ، روند ِ خاصی نداره و من هم چیزی تو ذهن ندارم! پس کمکم کنید! می شه طبقه بندی ِ طیفی ِ ستاره ها رو گفت، کاربردهای ِ خطوط ِ طیفی تو عکاسی و کلی چیز ِ دیگه! همون طور که قبلا هم گفتم این کاربردها وحشتناک زیاده!

    پی نوشت 2:سوالی هست در خدمتم!

    پی نوشت 3: الان یادم افتاد که یک بحث می تونه این باشه : طیف ِ جذبی و ستاره ها! (چون طیف ِ جذبی معمولا فقط در ستاره ها دیده می شه)
    یک سر به هوای کوچک در این دنیای بزرگ


  5. #54
    مدير ارشد Ehsan آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Feb 2011
    محل سکونت
    tabriz-tehran!!!
    نوشته ها
    1,562
    تشکر
    7,745
    تشکر شده 17,000 بار در 1,521 ارسال

          ستارگان و طیف 1 (طبقه بندی ِ طیفی)

    با پایان یافتن ِ بحثهای ِ بنیادی راجع به طیف، به عنوان ِ اولین کاربرد برای ِ طیف و طیف سنجی (که البته از لحاظ ِ تاریخی هم اولین است ) بهتر است اشاره ای به طبقه بندی ِ طیفی ِ ستارگان داشته باشیم.

    قبل از این که دانشمندان بتوانند راجع به طیف ِ جسم ِ سیاه و قوانین ِ مربوط به آن تحقیق کنند، ستاره شناسان این توانایی را داشتند که طیف ِ ستارگان را به دست بی آورند. آنها مشاهده کردند که طیف ِ ستارگان پر از خطوط ِ سیاه رنگ است و به زودی دریافتند که این خطوط مربوط به عناصری هستند که همه ی ِ ما می شناسیم. دانشمندان برای ِ این که ستارگان را طبقه بندی کنند به عنوان ِ تنها ابزار و ویژگی ِ موجود و در دست رس، شدت ِ خطوط ِ طیفی ِ مربوط به عنصر ِ هیدروژن را برای ِ این کار انتخاب کردند. یعنی ستارگان را بر اساس ِ قدرت ِ خطوط ِ طیفی ِ هیدروژن (که در این پست معرفی شده است) طبقه بندی کردند.

    این طبقه بندی با حروف ِ انگلیسی انجام شد و به ترتیب از رده ی ِ A که دارای ِ قوی ترین خطوط ِ هیدروژن است شروع می شد و تا رده ی ِ O که ضعیف ترین خطوط ِ هیدروژن را داشتند ادامه پیدا می کرد. بعدها با پیشرفت ِ قوانین ِ ترمودینامیک و پی بردن به تابش ِ جسم ِ سیاه و قوانینی مثل ِ قانون ِ وین (به این پست مراجعه کنید) ستاره شناسان توانستند دمای ِ ستاره ها را به دست بی آورند و بفهمند که هر ستاره ای چه دمایی دارد.

    طیف ِ ستارگان


    منطقی بود که ستاره شناسان با توجه به این که اکنون دمای ِ ستاره ها را در دست داشتند آنها را بر اساس ِ دما طبقه بندی کنند اما در بسیاری از منابع اطلاعات ِ ستاره ها را بر اساس ِ رده بندی ِ طیفی ِ قبلی نوشته بودند، یعنی بر اساس ِ قدرت ِ خطوط ِ هیدروژن، به همین خاطر ستاره شناسان همان رده بندی ِ قبلی را حفظ کردند و فقط ترتیب ِ آن را بر اساس ِ دما تغییر دادند.

    نهایتا رده بندی به این شکل در آمد:

    ستارگان ِ رده ی ِ O از قضا داغ ترین ستاره ها از آب در آمدند، دمای ِ آنها بیش از 33 هزار درجه ی ِ کلوین است. بعد از آن به ترتیب رده ی ِ B با دمای ِ بین ِ 10000 تا 33000 ، A با دمای ِ بین ِ 7500 تا 10000 ، F با دمای ِ بین 6000 تا 7500، G با دمای ِ بین ِ 5200 تا 6000، K با دمای ِ 3700 تا 5200 و نهایتا رده ی ِ M با دمای ِ کمتر از 3700 درجه ی ِ کلوین. البته رده هایی مثل ِ L و N هم وجود دارند که ستاره نیستند و پیش ستاره یا کوتوله ی ِ قهوه ای حساب می شوند!

    طیف ِ ستاره ها و رده بندی ِ طیفی بر اساس ِ دما (به خطوط ِ قوی در رده ی ِ A دقت کنید و این که چه طور در O این خطوط تقریبا ناپدید می شوند!)



    زیر رده ها:

    هر کدام از این رده ها به ده زیر رده تقسیم می شوند که با شماره ای کنار ِ رده مشخص می شود: مثلا رده ی ِ F به ده زیر رده از F0 تا F9 تقسیم می شود که با کاهش ِ شماره دما افزایش میابد یعنی F0 داغترین ستاره در رده ی ِ F است.

    این هم باز نمونه ای از طیف و رده بندی اش:


    ــــــــــــــــــــ
    خودمونی نوشت1: حدس می زنم رده های ِ گم شده ای مثل ِ C یا مثلا D که خبری ازشون نیست اینجا توی ِ زیر رده ها گم شدن!!

    خودمونی نوشت2: خورشید یه ستاره ی ِ رده ی ی G2 هستش!

    خودمونی نوشت 3: اگر خواستید این ترتیب ِ مزخرف ِ رده های ِ طیفی رو حفظ کنید یه سری جملاتی هست که کمک می کنه البته ورژنهای ِ خارجیش مورد داره اما یه ورژن ِ ایرانی دیدم که خوبه:

    اوه برو آقا فکر ِ گیوه کندن مباش
    Oh Boro Agha Fekre Give Kandnan Mabash

    اخترفیزیک دوست نوشت1: توی ِ ستاره هایی که دمای ِ خیلی کمی دارند خطوط ِ فلزی بسیار بارز می شه.

    اختر فیزیک دوست نوشت2: تویِ ستاره های ِ رده ی ِ O که دمای ِ بسیار بالایی دارن به جای ِ خطوط ِ هیدروژن، خطوط ِ هلیوم دیده می شن و خطوط ِ هیدروژن خیلی خیلی ضعیف دیده می خواهند شد! دمای ِبالا همیشه خوب نیست!

    پی نوشت: می شه این بحث رو با کاربرد هایی که طیف ِ ستاره ها در شناخت ِ ستاره ها دارند ادامه داد مثلا این که اثر ِ دوپلر راجع به ستاره ها چی به ما می گه!؟!؟ سرعت ِ چرخش ِ ستاره ها، دو تایی ها ، متغییر های ِ قیفاووسی و..... خوشه های ِ ستاره ای و کلی اطلاعات ِ دیگه! این پستها در قالب ِ ستارگان و طیف ادامه پیدا خواهند کرد!

    عذر نوشت: خیلی دیر کردم نه؟!؟ ببخشید هم تو ای فکر بودم که چی بنویسم هم درسنامه می نویسم و هم یه کتاب پیدا کردم اصلا عالی! حالا موضوعش چیه بماند ولی نمی تونم دل بکنم ازش!

    تاکید نوشت: همچنان منتظر ِ سوالات هستم، چه از بحث ِ روز ِ تاپیک و چه از بحث های ِ گذشته
    ویرایش توسط Ehsan : 09-10-2012 در ساعت 12:05 PM
    یک سر به هوای کوچک در این دنیای بزرگ


  6. #55
    مدير ارشد Ehsan آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Feb 2011
    محل سکونت
    tabriz-tehran!!!
    نوشته ها
    1,562
    تشکر
    7,745
    تشکر شده 17,000 بار در 1,521 ارسال

          ستارگان و طیف 2 (اثر دوپلر)

    وقتی جسمی که موجی الکترومغناطیسی به سمت ِ ما گسیل می کند با سرعت ِ v به ما نزدیک شود، فرکانس ِ موجی که ما دریافت می کنیم قدری با فرکانس ِ اصلی که موج در آن گسیل شده متفاوت است. به زبان ِ ساده به این اتفاق، اثر ِ دوپلر می گویند.

    با استفاده از اثر ِ دوپلر و طیف سنجی می توان اطلاعات ِ جالب ِ توجهی از ستاره ها استخراج کرد. در این جا به چند استفاده ی ِ عمده از این اثر می پردازیم:

    1.سرعت ِ شعاعی:

    ستاره ها در فضا نسبت به ما حرکت می کنند. بردار ِ سرعت ِ نسبی ِ ستاره ها را می توان به دو مولفه تقسیم کرد، قسمتی که عمود بر خط ِ دید ِ ماست (سرعت ِ مماسی) و قسمتی که در راستای ِ خط ِ دید ِ ماست (سرعت ِ شعاعی).



    اثر ِ دوپلر باعث می شود کل ِ طیف ِ ستاره به خاطر ِ سرعت ِ شعاعی اش جا به جا شود، اگر طیف پیوسته باشد نمی توان به راحتی به جا به جایی ِ طیفی پی برد اما خطوط ِ طیفیی که به خاطر ِ عناصر ِ ستاره فقط و فقط در فرکانس هایی بسیار خاص شکل می گیرند هم جا به جا می شوند، چون فرکانس ِ اصلی ِ خطوط معلوم است با پیدا کردن ِ جای ِ خطوط ِ جدید می توان به سرعت ِ شعاعی ِ ستاره با دقتی زیاد پی برد.

    اگر ستاره به سمت ِ ما حرکت کند خطوط ِ طیفی به سمت ِ آبی می روند و اگر از ما دور شود خطوط ِطیفی از ما دور می شوند.



    2. دوتایی های ِ طیفی

    ستاره ها اغلب در فضا به صورت ِ دو تایی هستند، گاها این دو تایی ها به قدری به هم نزدیک می شوند که با روشهای ِ معمول (مثل ِ رصد یا نورسنجی) نمی توان به راحتی به سرشت ِ دو تایی ِ ستاره ها پی برد. اما در یک سیستم ِ دو تایی، وقتی دو ستاره به دور ِ هم می گردند، اگر صفحه ی ِ مداری ِ ستاره در راستای ِ درستی قرار گرفته باشد، در یک لحظه می توان مشاهده کرد که یکی از مولفه های ِ این منظومه ی ِ دو تایی در حال ِ دور شدن از ماست و دیگری همزمان به ما نزدیک می شود. بنا بر این خطوط ِ طیفی ِ یکی به سمت ِ قرمز می رود و دیگری به سمت ِ آبی.

    طیفی که ما مشاهده می کنیم بر هم نهی ِ دو طیف از ستاره است بنا بر این مشاهده می کنیم که خطوط ِ طیفی ِ این ستاره ها دائما در حال ِ شکافته شدن به دو خط و دوباره یکی شدن است. به این ترتیب ما به سرشت ِ دو تایی ِ این ستاره پی می بریم.



    این روش ِ مطالعه ی ِ دو تایی ها علاوه بر اطلاعاتی راجع به سرعت ِ مولفه ها، راجع به جرم و دوره ی ِ تناوب ِ آنها هم اطلاعاتی را به دست می دهد و بسیار مفید است.

    3. چرخش و پهن شدگی

    وقتی ستاره ای با سرعت ِ زیاد دور ِ خود می چرخد، در حین ِ چرخش همزمان قسمتهایی از ستاره در حال ِ دور شدن از ماست و قسمتهایی در حال ِ نزدیک شدن. قسمتهایی از ستاره که در حال ِ دور شدن از ماست ، خطوط ِ طیفی اش به سمت ِ قرمز می رود و قسمتهایی که در حال ِ نزدیک شدن به ماست خطوط ِ طیفی اش به سمت ِ آبی می رود. در مجموع خطی که ما از ستاره مشاهده خواهیم کرد پهن تر از حالت ِ معمول خواهد بود. شکل گویاتر است:




    ـــــــــــــــــــــــــ ـــــــــ
    اخترفیزیک دوست نوشت1: سرعت های ِ مماسی رو به وسیله ی ِ رصد به دست میارند که البته کمی سخته!

    اخترفیزیک دوست نوشت2:بعضی دانشمندان ِ «دیوانه» (!) روشی که برای ِ مطالعه ی ِ دوتایی های ِ طیفی به کار گرفته شده رو برای ِ پیدا کردن ِ سیارات ِ فراخورشیدی به کار می برند!!!! علت ِ دیوانه خطاب شدنشون اینه که این کار نیاز به طیف سنجیی بسییییییییییااااااااااااا اااااااااار دقیق داره و بی اندازه مشکله!

    المپیادی نوشت: اثر ِ دوپلر و ستارگان خوراک ِ طرح ِ سواله! از هر سه تا روشی که گفتم همه اش حداقل یک بار سوال بوده!

    پی نوشت1: بحث ِ بعدی ِ ستارگان و طیف اگر عمری باشه راجع به اثر ِ زیمان و اطلاعاتی راجع به جو های ِ ستاره ای و ترکیبات ِ عناصر خواهد بود. بعد از اون هم هر کاربرد ِ دیگه ای از بحث های ِ انجام شده در طیف سنجی می تونه انجام بشه!

    خنده نوشت: چه قدر عکس ِ این پست زیاد شده

    پی نوشت 2: چند روزی نیستم.

    پی نوشت 3: سوالی هست در خدمتم
    یک سر به هوای کوچک در این دنیای بزرگ


  7. #56
    مدير ارشد Ehsan آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Feb 2011
    محل سکونت
    tabriz-tehran!!!
    نوشته ها
    1,562
    تشکر
    7,745
    تشکر شده 17,000 بار در 1,521 ارسال

          ستارگان و طیف 3 (اطلاعات ِ بیشتر)

    علاوه بر اطلاعاتی که در این پست اشاره شد می توان از ستاره ها به کمک ِ طیفشان به دست آورد، اطلاعات ِ بسیاری هم با تنوع های ِ مختلف می توان از ستاره ها به کمک ِ طیف شان استخراج کرد، گذرا به چند مورد اشاره می کنیم:

    1.عناصر ِ ستاره

    شاید این معروفترین کاربرد ِ طیف سنجی باشد، با مشاهده ی ِ طیف ِ ستاره و مطالعه ی ِ خطوط ِ طیفی می توان فهمید که چه عناصری در ستاره ها وجود دارند و با چه فراوانی هایی در ستاره ها یافت می شوند. زیرا هر خط ِ طیفی در اثر ِ یک عنصر به وجود آمده. ( این پست را مطالعه کنید). برای ِ مثال در خورشید می توان خطوط ِ طیفی ِ کلسیم، پتاسیم و منیزیم را مشاهده کرد.

    طیف ِ خورشید به همراه ِ چند عنصر (به خط ِ قوی ِ سدیم دقت کنید!)


    طیف ِ خورشید کمی دقیق تر.


    همچنین با تحلیل ِ شکل ِ خطوط ِ طیفی می توان به فراوانی عناصر ِ درونِ جو ِ ستاره ها پی برد.


    2.چگالی ِ جو

    با استفاده از تحلیل ِشکل ِ خطوط ِ طیفی (عمق و پهنا و شکل) می توان چگالی ِ جو ِ ستاره ها را تا حدود ِ خوبی تخمین زد. (این پست را بخوانید). با این روش ستاره شناسان دریافته اند که چگالی ِ جو ِ برخی ستاره ها گاهی از بهترین خلا های ِ آزمایشگاهی هم کمتر است!


    3.دما ی ِ جو

    به راحتی با مشاهده ی ِ طیف ِ یک ستاره می توان به دمای ِ آن پی برد. چند راه ِ عمده برای ِ تعیین ِ دمای ِ ستاره وجود دارد که ساده ترین ِ آنها استفاده از قانون ِ جا به جایی ِ وین است (این پست را مطالعه کنید). راه های ِفرعی تری هم هست ؛مثل ِ برازش ِ یک منحنی ِ پلانک، استفاده از اندیس ِ رنگی و ....

    4.میدان ِ مغناطیسی ِ سطحی:

    وقتی گاز ِ جذب کننده که خطوط ِ طیفی ِ جذبی را به وجود می آورد درون ِ یک میدان ِ مغناطیسی ِ بسیار قوی قرار بگیرد، خطوط ِ طیفی اش شکافته می شوند. به این پدیده اثر ِ زیمان می گویند. اغلب این اثر ضعیف است و به سختی قابل ِ مشاهده است و فقط در طیف سنجی هایی با دقت ِ بسیار بالا دیده می شود. با استفاده از این اثر می توان میدان ِ مغناطیسی ِ برخی از ستاره های ِ نزدیک و دارای ِ خطوط ِ قوی ِ میدان ِ مغناطیسی را اندازه گیری کرد.

    اثر ِ زیمان


    نزدیک ِ لکه های ِ خورشیدی میدان ِ مغناطیسی بسیار قوی می شود و می توان در شکل ِ پایین اثر ِ زیمان را در طیف ِ یک لکه مشاهده کرد.


    کمی بیشتر از اندیس ِ رنگی:

    اندیس ِرنگی یک روش ِ مفید برای ِ تعیین ِ دمای ِ ستارگان است. در این روش قدر ِ ستاره را در طول ِ موج های ِ آبی به دست می آورند و همچنین در طول ِ موجهای ِ مرئی. به اختلاف ِ بین ِ این دو قدر اندیس ِ رنگی می گویند و با B-V (بی منهای ِ وی) نشان می دهند. اگر این مقدار منفی باشد یعنی ستاره آبی تر ( و داغتر ) است و اگر مثبت باشد یعنی ستاره قرمز ( و سردتر ) است. این کمیت تابعیت ِ مستقیمی با دما دارد و نمادی از رنگ ستاره هم هست و گاهی به جای محور ِ دمای ِ نمودار ِ رنگ-قدر از اندیس ِ رنگی استفاده می کنند.

    طول ِ موجهای ِ اندیس ِ رنگی


    ـــــــــــــــــــ
    اخترفیزیک دوست نوشت1: بعضی از ستاره ها تقریبا هیچ خط ِ طیفیی مربوط به فلزات رو ندارند، چنین ستاره هایی اصولا اولین ستاره ها در کیهان هستند چون هیچ انفجار ِ ابرنواختریی عناصر ِ جدید رو واردشون نکرده و تمام از هیدروژن و هلیوم هستند.

    فیزیک دوست نوشت1: اثر ِ زیمان اولش توی ِ آزمایشگاه دیده شد. اما توجیه ِ این که چرا این اثر رخ می ده با فیزیک ِ کلاسیک تقریبا غیر ممکنه. وقتی یک اتم ِ گاز در میدان ِ مغناطیسی قرار می گیره جهت گیری ِ اسپین ِ اتم و میدان ِ مغناطیسی طوری می شه که این دو تا هم راستا باشند این باعث می شه تراز ِ انرژی ِالکترون دور ِ اتم به دو تراز ِ مجاز شکافته بشه و همین هم باعث ِ شکافته شدن ِ طیف می شه و اثر ِ زیمان به وجود میاد.

    فیزیک دوست نوشت 2 و المپیادی نوشت : سعی کنید اثر ِ زیمان رو با مدل ِ اتمی ِ بور برای ِ هیدروژن توضیح بدید و فرمولش رو به دست بیارید، فقط دقت کنید میدان ِ مغناطیسی و صفحه ی ِ مدار ِ الکترون عمود بر هم هستند

    اخترفیزیک دوست نوشت 2: توی ِ اندیس ِ رنگی گاهی قدر ِ ستاره توی ِفرابنفش رو هم به دست میارن و اسمش رو می گذارند U و یه اندیس ِرنگی ِ جدید به اسم ِ U-B و U-V درست می کنند که البته کاربردش به اندازه ی ِ B-V نیست اما کاربردهای ِ خاص ِ خودش رو داره و گاهی مقادیر ِ دمایی که از B-V میاد رو تصحیح می کنه.

    پی نوشت: فکر کنم بحث ِ ستارگان و طیف تمام شده باشه! بحث ِ بعدی شاید راجع به عکاسی و طیف باشه حالا ببینیم چی می شه.

    همیشه نوشت: سوالی هست اگر در خدمتم
    یک سر به هوای کوچک در این دنیای بزرگ


  8. #57
    مدير ارشد Ehsan آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Feb 2011
    محل سکونت
    tabriz-tehran!!!
    نوشته ها
    1,562
    تشکر
    7,745
    تشکر شده 17,000 بار در 1,521 ارسال

          طیف و رصد


    در این پست اشاره کردیم که بسیاری از سحابی های ِ نجومی ِ زیبا، سحابی ِ نشری هستند و سحابی های ِ نشری هم در طول ِ موجهای ِ بسیار خاصی تابش می کنند.

    طیف ِ یک سحابی ِ نشری


    این کاربرد ِ بسیار جالبی در رصد و عکاسی دارد. وقتی شما در یک آسمان ِ دارای ِ آلودگی ِ نوری (چه ماه و چه شهر) ، یک سحابی ِ نشری یا سیاره نما را رصد می کنید، چه چیز می بینید؟ طیفی که دریافت می کنید چیست؟

    طیف ِ آلودگی ِ نوری عموما یک طیف ِ یکنواخت است که به دلیل ِ پخش ِ نور ِ یک منبع در جو اتفاق می افتاد. پخش نور در جو به دو دلیل رخ می دهد، یا به خاطر ِ وجود ِ غبار در جو (که بسیار آلودگی ِ بدیست!) و باعث می شود طیف ِ آلودگی تا حد ِ خوبی دارای ِ ویژگی های ِ طیف ِ منبع خواهد بود یا به وسیله ی ِ پراکندگی ِ نور به وسیله ی ِ جو رخ می دهد که به پراکندگی ِ ریلی-جینز معروف است و معمولا نورهای ِ آبی را شدید تر پراکنده می کند با این حال، این نوع آلودگی هم دارای ِ یک طیف ِ پیوسته است.

    (جو ِ زمین در ناحیه ی ِ مرئی، خط ِ جذبی ندارد)


    طیفی که می بینیم عملا مجموع ِ طیف ِ سحابی و طیف ِ آلودگی ِ نوری است، سحابی در طول ِ موجهای ِ مربوطه اش بسیار روشن است. حال فرض کنید بتوان ماده ای شفاف درست کرد که فقط فوتون های ِ خاصی را عبور دهد و بقیه را یا جذب می کند یا بازتاب و فرض کنید طول ِ موج ِ این فوتون های ِ خاص دقیقا مطابق ِ طول ِ موج ِ فوتونهایی باشد که سحابی در آن طول ِ موجها تابش می کند. حالا اگر از طریق ِ این ماده به یک سحابی در آلودگی ِ نوری نگاه کنیم چه می شود؟

    کل ِ تابشی که آلودگی ِ نوری در آن طول ِ موج های ِ خاص دارد بسیار کمتر از کل ِ تابش ِ آلودگی ِ نوری در همه ی ِ طول ِ موجهاست! اما سحابی تقریبا همه ی ِ تابشش را در آن طول ِ موجها ساطع می کند بنا بر این سحابی تابشش حفظ می شود اما آلودگی ِ نوری تقریبا حذف می شود! نتیجه این است که سحابی به راحتی دیده می شود. به چنین ماده ای می گویند فیلتر ِ سحابی! چون فیلتری است که فقط نورهای ِ همفرکانس با سحابی را عبور می دهد و بقیه را فیلتر می کند.

    فیلتر های ِ سحابی انواع ِ مختلفی دارند بر حسب ِ این که چه طول ِ موجهایی را فیلتر می کنند. برخی از فیلتر های ِ معروف، فیلتر ِهیدروژن بتا، هیدروژن آلفا و فیلتر ِ OIII (اکسیژن 3) هستند. این که کدام فیلتر برای ِ چه سحابی مناسب است بستگی به ویژگی های ِ سحابی های ِ رصدی دارد. برای ِ مثال اکسیژن 3 برای ِ سحابی هایی غیر از سحابی های ِ بازتابی مناسب است.
    در این لینک کاربرد ِ برخی از فیلتر ها، به همراه ِ مشخصه ی ِ عبوری ِ آنها را نوشته است.

    مقایسه ی ِ فیلتر و بدون فیلتر


    ـــــــــــــــــ
    ارجاع نوشت: به این پست ِ تاپیک ِ کاربرد فیلترها در عکاسی هم سری بزنید

    خودمونی نوشت1: علت ِ این که آسمون ِ روز آبیه اینه که جو، قسمتهای ِ آبی رنگ ِ نور ِ خورشید رو پراکنده می کنه، علت ِ قرمز دیده شدن ِ خورشید در نزدیکی ِ غروب هم همینه چون اون موقع این قدر نورش در جو پراکنده شده که فقط رنگ ِ قرمزش مونده.

    خودمونی نوشت ِ 2: جاتون خالی دو هفته پیش رفته بودیم رصد سهند! یه فیلتر ِ OIII انداختیم پشت ِ یه هشت اینچی و زدیم تو دل ِ آسمون! یععععععععععععععنییییییییی یییی من فکم چسبیده بود زمین! اصلن یه وعضی!!!! فکر کنید زیر ِ نور ِ ماه، تازه دجاجه هم رفته بود تو آلودگی نوری ِ تبریز، بعد سحابی ِ ویل رو میدیدم که تو آسمون ِ تاریکش نمی شه دید! یعنی قدرت ِ این فیلتر رو من اونجا دیدم! سحابی ِ ویل (پر ِ قو) اینه:


    یعنی عااااااااااشق ِ این سحابی ام!


    خودمونی نوشت 3: البته لازم به ذکر هستش که کاملا آلودگی ِ نوری کاااااااااااملا فیلتر نمی شه! اما این قدر کم میشه که تقریبا می شه در نظر نگرفتش!

    پی نوشت1: آقایون! خانوما! من کفگیرم خورده به ته ِ دیگ! دانشگاه شروع شده دیگه نیستم! تقریبا چیزی ندارم بگم! منتظر ِ مشارکتتون هستم در این تاپیک تا کاربردهای ِ طیفسنجی رو بررسی کنیم! به خدا به پیر به پیغمبر! کلا نجوم یعنی همین طیف! چون به تنها چیزی که دسترسی داریم طیف ِ اجرام ِ نجومیه! پس کلی کاربرد داره!

    پی نوشت ِ 2: سوالی هست در خدمتم
    یک سر به هوای کوچک در این دنیای بزرگ


  9. #58
    مدير ارشد Ehsan آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Feb 2011
    محل سکونت
    tabriz-tehran!!!
    نوشته ها
    1,562
    تشکر
    7,745
    تشکر شده 17,000 بار در 1,521 ارسال

          طیف و کهکشان ها (کیهان شناسی)

    طیف سنجی بخش ِ بسیار مهمی از کیهان شناسی را در بر می گیرد و کاربردهای ِ فراوانی دارد. چند کاربرد ِ ساده را در زیر خواهیم دید.

    1.شناخت ِ کهکشان ها

    وقتی طیف ِ یک کهکشان را مشاهده می کنیم عملا در حال ِ مشاهده ی ِ طیف ِ تعداد ِ بسیار زیادی ستاره باهم هستیم، اگر طیف ِ هر نوع ستاره را بشناسیم می توانیم با مشاهده ی ِ طیف ِ کهکشان به فراوانی ِ انواع ِ ستاره های ِ آن کهکشان پی ببریم. از طرفی مطالعه ی ِ طیف ِ کهکشان ها در نقاط ِ مختلفشان (به خصوص اگر مایل دیده شوند) در بدست آوردن ِ منحنی ِ سرعت ِ ستارگان به دور مرکز ِکهکشان ها کمک می کند و این منحنی نهایتا به شناخت ِ بهتر ِ ماده ی ِ تاریک خواهد انجامید (ماده ی ِ تاریک از همین منحنی کشف شده).

    منحنی سرعت (تفاوت ِ مقدار ِ انتظاری با مقدار ِ دیده شده با ماده ی ِ تاریک توجیه می شه، به این تاپیک سری بزنید)


    2.قانون هابل

    به کمک ِ روشهای ِ فاصله سنجی می توان فاصله ی ِ بسیاری از کهکشان ها را به راحتی پیدا کرد، از طرفی با استفاده از اثر ِ دوپلر و با مشاهده ی ِ طیف ِ کهکشانهای ِ دور دست می توان دید که طیف ِ همه ی ِ این کهکشان ها به سمت ِ قرمز جا به جا شده که در اثر ِ دور شدن ِ کهکشان ها از ما بوده است. به راحتی می توان سرعت ِ دور شدن را از طیف به دست آورد. اختر شناسان با مطالعه ی ِ این سرعت ها و فاصله ها به قانونی بسیار جالب در کیهان شناسی رسیده اند که سرعت ِ دور شدن را با یک رابطه ی ِ خطی به فاصله مربوط می کند: قانون ِ هابل!

    سرعت و فاصله ی ِ کهکشان ها


    در این قانون فاصله ی ِ کهکشان ضرب در یک ثابت ِ مربوط به کیهان (ثابت ِ هابل) می شود سرعت ِ دور شدن. این قانونی بسیار مهم در کیهان شناسی است، چنین مطالعات ِ طیفی ای ما را از انبساط ِ عالم با خبر کرده است.

    3. تابش ِ زمینه ی ِ کیهان

    وقتی تابش ِ زمینه ی ِ کیهان کشف شد بسیاری به دنبال ِ این پرسش بودند که این تابش چه طیفی دارد، در کمال ِ تعجب اندازه گیری ِ طیف ِ این تابش که در طول ِ موجهای ِ ماکروویو قرار داشت نشان می داد این طیف همخوانی ِ بسیار بسیار دقیقی با طیف ِ یک جسم ِ سیاه (به این پست و این پست مراجعه کنید) دارد که دمای ِ آن 2.7 درجه ی ِ کلوین است. چنین تطابقی با طیف ِ جسم ِ سیاه نشان از گذشته ی ِ داغ ِ کیهان دارد. این طیف سنجی نظریه ی ِ انفجار ِ بزرگ را بسیار قوی کرد و تمام ِ نظریه های ِ رقیب را به کنار راند.

    تابش ِ زمینه


    و طیف ِ تابش ِ زمینه (به شباهت ِ آن با طیف ِ پلانک دقت کنید)


    یک داستان ِ جالب:

    کوازار یعنی شبه ِ ستاره، وقتی کوازار ها کشف شدند چیزی که دانشمندان دیدند یک سری اجسام ِ ستاره مانند بود با طیفی عجیب و غریب و ناشناس و همچنین تابش ِ قابل ِ توجهی در ناحیه ی ِ رادیویی! چنین چیزی از یک ستاره برای ِدانشمندان بسیار عجیب و غیر ِ قابل ِ توجیه بود! بعدها مطالعه ی ِ بیشتر و دقیق تر ِ طیف ِ این اجرام پرده از واقعیت ِ حیرت انگیز کوازار ها برداشت:

    طیف ِ کوازار ها از عناصر ِ ناشناخته تشکیل نشده بود! بلکه همان طیف ِ آشنای ِ کهکشان ها بود با همان خطوط ِ طیفی! اما آن قدر در اثر ِ پدیده ی ِ دوپلر به سمت ِ قرمز جا به جا شده بود که در نگاه ِ اول کاملا نا آشنا به نظر می رسید. تابش ِ رادیویی هم به خاطر ِ فعالیت ِ شدید ِ کهکشان بود. این جا به جایی ِ زیاد یعنی یک سرعت ی فوق العاده زیاد! چرا؟ این اجسام آنقدر دور هستند که اگر با استفاده از قانون ِ هابل سرعتشان را محاسبه کنیم چنین سرعت هایی به دست می آید (البته آن موقع بر عکس بود! یعنی سرعت را می دانستند اما با استفاده از قانون ِ هابل فاصله را که به دست آوردند همه دچار ِ حیرت شدند! فواصل از هر کهکشان ِ شناخته شده ای دورتر بود!) البته عجایب ِ کوازار به همین جا ختم نمی شود ولی از حوصله ی ِ بحث ِ ما هم خارج است.


    تصویر ِ یک کوازار:



    ــــــــــــــــ
    اخترفیزیک دوست نوشت: طیف ِ کهکشان ها بر حسب ِ انواعشون متفاوته.

    کیهان دوست نوشت: ثابت ِ هابل بستگی به زمانی داره که کهکشان داره توش رصد می شه. پس به اون معنی «ثابت» نیست!

    پی نوشت1 :این تاپیک داره روزهای ِ پایانی رو طی می کنه دیگه کم کم می خوام این تاپیک رو به پایان برسونم! فوقش دو تا پست ِ دیگه!! شاید راجع به سیاره شناسی و طیف!

    پی نوشت 2: دیگه بدی خوبی بوده ببخشید و هر جا که نفهمیدید من همیشه در خدمتم و این تاپیک همیشه بازه تا سوالاتون رو بپرسید تا در حد توان و سوادم کمک کنم من هم نبودم مدیران و کاربران ِ پاسخ گو هستند
    یک سر به هوای کوچک در این دنیای بزرگ


  10. #59
    مدير ارشد Ehsan آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Feb 2011
    محل سکونت
    tabriz-tehran!!!
    نوشته ها
    1,562
    تشکر
    7,745
    تشکر شده 17,000 بار در 1,521 ارسال

          طیف ، سیارات و ما یتعلق به منظومه ی ِ شمسی! (تقریبا پست ِ آخر!)


    طیف در سیاره شناسی هم نقشی اساسی دارد. اینجا بسیار گذرا به برخی از کاربردها اشاره می کنیم:

    سرعت اجرام

    گاهی نیاز است سرعت ِ اجرام ِ درون ِ منظومه ی ِ شمسی که تازه کشف شده اند را اندازه گرفت، مخصوصا برای ِ دنباله دارها این کار حیاتی است چرا که مدار ِ دنباله دارها با چنین اندازه گیری هایی به طور دقیق و سریع محاسبه می شود. روش ِ اندازه گیری کما بیش شبیه ِ روشی است که برای ِ ستارگان در اینجا شرح داده شد.

    ماده شناسی

    رصد ِ اجرام ِ منظومه ی ِ شمسی در طول ِ موجهای ِ مختلف، اطلاعات ِ زیادی راجع به جنس ِ مواد ِ تشکیل دهنده ی ِ سطحشان می دهد، این روش هم مشابه ِ روشی است که برای ِ ستارگان شرح داده شد با این تفاوت که این جا طیف های ِ ملوکولی هم مهم می شود و جست و جوی ِ آب در منظومه ی ِ شمسی به کمک ِ مطالعاتی از این دست به راحتی امکان پذیر است.

    طیف سنجی آزمایش گاهی

    گاهی ما به برخی از اجزای ِ منظومه ی ِ شمسی مستقیما دسترسی داریم! (برای ِ مثال شهاب سنگها یا سنگهایی از کره ی ِ ماه) با این وجود برای ِ شناخت ِ عناصر ِ درون ِ این اجرام هم دست به دامن ِ طیف سنجی می شوند اما این بار از نوع ِ آزمایشگاهی. در واقع مریخ نورد ِ کنجکاوی دارای ِ تجهیزاتی برای ِ طیف سنجی ِ آزمایش گاهی است تا مریخ را دقیق کاوش کند و به دنبال ِ نشانه هایی از مولکول های ِ مواد ِ آلی (پایه های ِ حیات) در طیف ِ سنگهاست.


    برخی دیگر از نتایج ِ چنین طیف سنجی های ِ آزمایش گاهی، شناخت ِ عمر سنگهای ِ منظومه ی ِ شمسی است که بسیار کاربرد دارد.


    یک کاریکاتور از مریخ نورد کنج کاوی


    ــــــــــــــــ

    همان طور که در ابتدای ِ تاپیک هم گفته شد، تنها راه ِ ارتباطی ِ ما با تقریبا تمام ِ اجرام ِ نجومی (غیر از برخی-و نه تمام- اجرام ِ درون ِ منظومه ی ِ شمسی)، نور ِ آنهاست. به همین خاطر شناخت ِ نور بسیار مهم است.

    این تاپیک هم بر همین مبنا و به همین خاطر ایجاد شود. برای ِ فهم ِ نسبتا کامل ِ این مباحث، آنها را از ابتدا پی گیری کنید.

    البته این مباحث اصلا کامل نیست و از بسیاری مواردش صرف نظر شده و کاربردهای ِ ذکر شده هم بسیار کلی و فقط کاربرد های ِمهم و عمده بوده و الا کاربرد ِ طیف در نجوم به دلیلی که گفته شد بسیار گسترده است.

    کتاب ِ خاصی به نظرم نمی رسد که تمام ِ این مباحث را یک جا داشته باشد، وگر نه معرفی میکردم، شرمنده!

    ـــــــــــــــــ
    خودمونی نوشت: طیف ِ بازتابی از سطح ِ اجرام تا حدود ِ خوبی حاوی ِ ویژگی های ِ طیف ِ اصلی (خورشید ) هستش با این وجود چون طیف ِ اصلی رو داریم می تونیم بفهمیم که سیاره چه تاثیری روی ِ طیف گذاشته و کجا خط ِ طیفی درست کرده.

    پی نوشت 1: بالاخره وقت کردم این تاپیک رو تموم کنم! می تونید ادامه ی ِ مباحث ِ مربوط رو در تاپیک ِ تحلیل ِ رنگها در تصاویر ِ نجومی پی گیری کنید که توسط ِ مدیر ِ خوبمون آقای ِ طامهری در حال ِ بررسی هستش.

    پی نوشت 2: تمام شدن نه به این معنی هستش که دیگه کسی نباید پست بگذاره نه! بلکه بنده دیگه حرفی ندارم و به اصطلاح بیش از این چیزی ندارم که براتون به اشتراک بگذارم و کفگیر دیگه ته ِ دیگ رو سوراخ کرده

    پی نوشت 3: می تونید هر وقت که خواستید و هر مبحثی که به طیف مربوط بود رو این جا پی گیری بکنید و هر سوالی رو هم از هر جای ِ تاپیک دارید می تونید بپرسید. خواهشاً لطفاً! منتظرم

    تشکر نوشت: با تشکر از همه ی ِ دوستانی که توجه داشتند و مشارکت کردند
    امیدوارم این تاپیک برای ِ همه مفید بوده باشه
    ویرایش توسط *sh : 09-30-2012 در ساعت 10:27 PM دلیل: ادبی
    یک سر به هوای کوچک در این دنیای بزرگ


  11. #60
    مدير ارشد Ehsan آواتار ها
    تاریخ عضویت
    Feb 2011
    محل سکونت
    tabriz-tehran!!!
    نوشته ها
    1,562
    تشکر
    7,745
    تشکر شده 17,000 بار در 1,521 ارسال

          فلشهای طیفی، طیفهای فلشی d:

    طیف         
    گاهی نشون دادن یک تصویر متحرک از هزار هزار کلمه گویاتر هستش.

    در همین راستا جا داره از منبع بسیار بسیار مفید استفاده کنم که فایلهای فلش فوق العاده مفیدی در زمینه ی ِ مبحث طیف قرار داده:

    طیف الکترومغناطیسی:

    این فایل انرژی و طول موج و فرکانس هر موج رو بهتون میده علاوه بر این رنگ جسمی که در اون ناحیه تابش می کنه به همراه مقیاسی از اندازه ی ِ طول موج و همین طور تصاویر نوعی در اون طول موجها:

    http://astro.unl.edu/classaction/ani...mspectrum.html

    تابش جسم سیاه:

    فیلمی که داغ شدن یک جسم سیاه رو نشون می ده به همراه طیفش و دماش:


    http://astro.unl.edu/classaction/ani...eltednail.html

    (مباحث مربوط بهش در این پست)
    ـــــــــــ
    این یکی فوق العاده زیباست:


    http://astro.unl.edu/classaction/ani...bexplorer.html

    علاوه بر این که شما می تونید دما رو تغییر بدید و طیف با تغییر دما، در مقیاسها حالتهای متفوات ببینید، می تونید میزان تابش در فیلتر های معمول و معروف آبی و مرئی و فرابنفش و قرمز هم مشاهده کنید. خودم که خیلی با این یکی حال کردم! (مباحث مربوط به فیلتر ها در انتهای این پست)
    ـــــــــــــــــ

    این هم یکی دیگه راجع به فیلتر ها، شما می تونید فیلتر های مختلف رو در مسیر نور قرار بدید و رنگ و طیف ِ دریافتی رو با رنگ و طیف ِ اصلی مقایسه کنید. نورتون هر چیزی می تونه باشه (حتی نور خورشید هم در گزینه ها هست) و همچنین می تونید فیلترهای دلخواه طراحی کنید.

    http://astro.unl.edu/classaction/ani...t/filters.html

    ـــــــــــــ

    طیف اتمی:

    این فایل ساختمان یک اتم هیدروژن رو نشون میده.
    می تونید در این فایل فلش فوتونهای دلخواهی به سمت اتم هیدروژن شلیک کنید و برانگیخته شدنش رو هم بررسی کنید، مفهوم انرژی درست که توی ِ این پست بسیار روش تاکید داشتم اینجا به وضوح دیده میشه! که فقط انرژی ِ درست می تونه الکترونها رو بر انگیخته کنه.

    http://astro.unl.edu/classaction/ani...rogenatom.html

    تفاوت طیف نشری و جذبی:

    تو این فایل فلش می تونید با جا به جا کردن طیف سنج، طیف نشری رو جذبی رو مشاهده کنید، می بینید که خطوط ِ جذبی و نشری در مکانی یکسان دیده میشن:

    http://astro.unl.edu/classaction/ani...wsspectra.html

    طیف اجرام نجومی:

    در این فایل شما می تونید طیفهای گسسته و پیوسته و جذبی و نشری رو با هم مقایسه کنید همین طور خطوط طیفی ِ معروف (مثل خطوط هیدروژن یونیده یا خطوط فلزی) رو مشاهده کرده و تغییرات شدتشون رو در انواع ستارها با دما مشاهده کنید. این فایل فلش هم بسیار بسیار مورد پسندم واقع شد

    http://astro.unl.edu/classaction/ani...ectrum010.html

    اثر دوپلر:

    یک فایل بسیار گویا در زمینه ی ِ اثر دوپلر، می تونید منبع ، S ، رو جا به جا کنید یا راصد ، O ، رو تکون بدید تا تغییر طول موج رو مشاهده کنید، هر وقت خواستید نگه دارید و دوباره پلی کنید:

    http://astro.unl.edu/classaction/ani...plershift.html

    مهمترین نکته اش اینه که موج رو هم به صورت سینوسی و هم به صورت جبهه ی ِ موج نشون می ده که این خودش خیلی گویاست

    ــــــــــــــ

    نحوه ی ِ یافتن ِ یک سیاره ی ِ فراخورشیدی با بیانی بسیار کوتاه و گیرا (بیان تصویری ) :

    http://astro.unl.edu/classaction/ani...ocitydemo.html

    فقط کافیه دکمه ی ِ شروع رو فشار بدید!



    *با تشکر بسیار بسیار ویژه از خانم Stargazer بابت اهتمام و جدیتی که در معرفی این فایلهای مفید در این تاپیک داشتند و بنده ازشون استفاده کردم

    و به همه ی فعالین در امر آموزش توصیه می کنم استفاده کنید


    ـــــــــ
    حق البته این بود که در طول پست گذاشتن ازشون استفاده کنم ولی خوب این طوری شد دیگه شما به بزرگی خودتون ببخشید
    یک سر به هوای کوچک در این دنیای بزرگ


صفحه 6 از 8 نخستنخست ... 2345678 آخرینآخرین

اطلاعات موضوع

کاربرانی که در حال مشاهده این موضوع هستند

در حال حاضر 1 کاربر در حال مشاهده این موضوع است. (0 کاربران و 1 مهمان ها)

کلمات کلیدی این موضوع

مجوز های ارسال و ویرایش

  • شما نمیتوانید موضوع جدیدی ارسال کنید
  • شما امکان ارسال پاسخ را ندارید
  • شما نمیتوانید فایل پیوست کنید.
  • شما نمیتوانید پست های خود را ویرایش کنید
  •