تابش ستارگان

نورانيت ظاهری

اگر به ماهیت واقعی ستارگان پی ببریم می‌توانیم حتی بدون استفاده از ابزارهای خاص، فاصله آن‌ها را تخمین بزنیم. اگر فرض کنیم که ستارگان نیز مانند خورشید اجرامی‌دور دست ولی بسیار درخشان هستند و همچنین، نورانیت واقعی آن‌ها را تقریباً معادل نورانیت واقعی خورشید بدانیم، می‌توانیم با مقایسه نورانیت ظاهری ستارگان با خورشید، فاصله آن‌ها را به طور تقریبی به دست آوریم. البته این فرض‌ها کاملاً درست نیستند، زیرا می‌دانیم که برخی از ستارگان هزاران بار نورانی‌تر و برخی هزاران بار کم نورتر از خورشیدند. ولی خورشید نورانیت متوسطی دارد و از این‌رو می‌توان آن را ستاره‌ای نمونه تلقی کرد و به جواب‌هایی قابل قبول رسید.
انرژیی که در زمین از نور درخشان‌ترین ستارگان آسمان دریافت می‌کنیم حدود ارگ در سانتیمتر مربع در ثانیه است. یک ارگ مقدار بسیار کمی از انرژی، و تقریباً برابر است با انرژیی که یک حشره، هنگام بالا رفتن از ارتفاعی به ضخامت یک ورق کاغذ مصرف می‌کند. انرژیی که از نور خورشید به زمین می‌رسد ، حدود ارگ در سانتیمتر مربع در ثانیه است. مقایسه این دو عدد نشان می‌دهد که نورانیت ظاهری خورشید 30 میلیارد بار بیشتر از نورانیت ظاهری ستارگان درخشان است. چون نورانیت ظاهری به نسبت مربع فاصله بستگی دارد، و با فرض اینکه نورانی‌ترین ستارگان در عین حال نزدیک‌ترین ستارگان نیز هستند، پس این ستارگان باید بار دورتر از خورشید باشند. این مقدار معادل است با 2/6 سال نوری و فاصله نزدیک‌ترین ستاره، که به روش‌های دقیق‌تری محاسبه شده، 4/2 سال نوری است.
اگر چه در حال حاضر از این روش برای تعیین فاصله ستارگان معمولی استفاده نمی‌شود ولی اساس اندازه‌گیری فاصله انواع مشخصی از ستارگان تقریباً شبیه آن است. برای مثال، اخترشناسان دریافته‌اند که ستارگان بیشتر عمر خود را به صورت اجرامی پایدار و با دمایی مشخص که به درخشندگی‌شان بستگی دارد می‌گذرانند. اندازه‌گیری‌ها و محاسبات نظری نشان می‌دهند که ستارگانی با دماهای مختلف درخشندگی‌های معینی دارند. بنابراین، با اندازه‌گیری دمای ستارگان می‌توان درخشندگی واقعی آن‌ها را به دست آورد و در تعیین فاصله استفاده کرد. اخترشناسان برای اندازه‌گیری دمای ستارگان از طیفنما استفاده می‌کنند و با روشی که اختلاف منظر طیفنمایی خوانده می‌شود، فاصله ستارگان را محاسبه می‌کنند.
همچنین ، مطالعه و اندازه‌گیری تعداد زیادی از ستارگان موجود در خوشه‌های ستاره‌ای ما را به تعیین مرحله تکامل ستارگان منفرد راهنمایی می‌کند و از این طریق، دما و درخشندگی ستارگان خوشه‌ها به دست می‌آید . به این ترتیب می‌توان فاصله خوشه‌ها را اندازه گرفت.
مثال دیگر، تعیین فاصله گونه‌های مشخصی از ستارگان است که ستارگان متغیر نامیده می‌شوند. آن‌ها ناپایدارند و در نتیجه، اندازه و نورانیتشان نوسان می‌کند. اخترشناسان کشف کرده‌اند که درخشندگی تعداد زیادی از این نوع ستارگان به دوره‌ی تناوب نوسان آن‌ها بستگی دارد. در مورد ستارگان نورانی‌تر این گروه که متغیرهای قیفاووسی نام دارند، رابطه‌ی کاملاً معینی بین درخشندگی و دوره تناوب نوسان وجود دارد. بنابراین با دانستن دوره تناوب و درخشندگی ظاهری آن‌ها می‌توان فاصله‌شان را محاسبه کرد. متغیرهای قیفاووسی، اساس مقیاس تعیین فاصله کهکشان‌های دیگر را تشکیل می‌دهند و از مهمترین ابزارهای سنجش اندازه‌ی جهان هستند.

مثلثبندی

اساسی‌ترین روش برای تعیین دقیق فاصله ستارگان نزدیک عبارت است از مثلثبندی. از این روش مساحان و نقشه‌برداران نیز برای به دست آوردن فاصله نقاط دور و غیرقابل دسترس استفاده می‌کنند. اصول آن بسیار ساده است. جسمی که می‌خواهیم فاصله‌اش را حساب کنیم یک رأس از یک مثلث را تشکیل می‌دهد که می‌توان ضلع مقابل و زوایای آن را به دقت اندازه گرفت. برای مثال، نقشه‌برداری که می‌خواهد عرض یک رودخانه را حساب کند، دو درخت در دو طرف خود انتخاب می‌کند و درخت دیگری را در آن سوی رودخانه. این سه نشان ، یک مثلث پدید می‌آورند. نقشه‌بردار از درخت اولی می‌تواند زاویه بین درخت دوم و درخت آن سوی رودخانه را بخواند و این کار را از درخت دوم نیز انجام می‌دهد. حال، او دو زاویه و طول یک ضلع از مثلث (فاصله بین دو درخت در یک طرف رودخانه) را در دست دارد. با این اطلاعات، مثلثی روی کاغذ رسم می‌کند و ارتفاع آن را به دست می‌آورد که همان عرض رودخانه است.
اخترشناسان نیز برای تعیین فاصله ستارگان نزدیک، تقریباً به همین شکل عمل می‌کنند. قاعده‌ی مثلثی که آن‌ها تشکیل می‌دهند، قطر مدار زمین است و ستاره در رأس این مثلث قرار دارد. دو زاویه را نسبت به ستارگان بسیار کم نور و دور دست می‌سنجند. زاویه‌ی اول را در یک طرف مدار زمین و زاویه دوم را 6 ماه بعد در طرف دیگر مدار زمین اندازه‌گیری می‌کنند. زاویه‌ی سوم (زاویه‌ی رأس) بسیار کوچک است و اختلاف منظر نامیده می‌شود. اختلاف منظر نزدیکترین ستاره، پروکسیما قنطورس، 0/765 ثانیه قوسی، یعنی معادل 4/3 سال نوری است. سال نوری فاصله‌ای است که نور در مدت یک سال می‌پیماید و حدود (ده هزار میلیارد) کیلومتر است. نزدیکترین ستاره در فاصله 4/3 سال نوری قرار دارد. این فاصله، بسیار بیشتر از فاصله‌ی دورترین سیاره منظومه‌ی شمسی، پلوتو، است که فقط 5/5 ساعت نوری از خورشید فاصله دارد. سفینه‌های امروزی تنها در چند روز به ماه و در چند سال به سیارات می‌رسند. اما همین سفینه‌ها برای رسیدن به نزدیکترین ستاره، بیش از 10000 سال وقت لازم دارند.

پراکندگی ستاره‌ها

فاصله‌ی بسیار زیاد خورشید و نزدیک‌ترین ستاره به آن می‌تواند نمونه‌ای از پراکندگی ستارگان در کهکشان محلی ما باشد. اندازه‌ی ستارگان در مقایسه با فاصله‌هایشان از همدیگر آنقدر کوچک است که اگر سفینه‌ای را در یک جهت نامشخص به فضا روانه کنیم احتمال بسیار کمی دارد که به ستاره‌ای برخورد کند یا حتی از کنارش بگذرد. فضایی که بین ستارگان وجود دارد خالی است و جز گاز و غبار بسیار رقیق در آن یافت نمی‌شود.
آرایش منظومه‌ی ستارهای خودمان را می‌توانیم به گروهی زنبور تشبیه کنیم که با هم در حال حرکتند. گروه زنبورها، در ناحیه مرکزی، انبوه‌تر هستند و در نواحی بیرونی پراکنده‌تر. اگر هر زنبور را به مثابه یک ستاره در نظر بگیریم، مقایسه‌ی آن‌ها با منظومه ستاره‌ای ما نشان می‌دهد که فاصله‌ی هر زنبور از زنبور دیگر باید 80 کیلومتر باشد، و در این صورت، اندازه‌ی گروه آن‌ها به یک میلیون کیلومتر می‌رسد. با تجسم این مقیاس می‌توانید چگونگی پراکندگی ستارگان را بهتر دریابید.

درخشندگی‌های ستاره‌ای

درخشندگی‌های ظاهری

درخشندگی ظاهری ستاره مقدار انرژیی است که از آن به صورت نور به زمین می‌رسد. قبلاً گفتیم که درخشندگی ظاهری نزدیک‌ترین ستارگان، 30 میلیارد بار کمتر از درخشندگی ظاهری خورشید است. کم‌نورترین ستارگانی که با چشم غیر مسلح دیده می‌شوند هزار بار کم‌نورتر از نورانی‌ترین ستارگان آسمان هستند و بزرگترین تلسکوپ‌های جهان می‌توانند ستارگانی را ببینند که یک میلیون بار کم نورتر از آن‌ها هستند.

درخشندگی‌های مطلق

درخشندگی واقعی ستاره قدر مطلق نامیده می‌شود. قدر مطلق، مقایسه‌ی نورانیت ستارگان است هنگامی که همه آن‌ها فاصله‌ای یکسان از ما داشته باشند. خورشید درخشندگی مطلق متوسطی دارد، ولی ستارگان دیگری وجود دارند که قدر مطلق آن‌ها بسیار زیاد یا بسیار کم است. درخشندگی مطلق نورانی‌ترین ستارگان کهکشان ما تقریباً یک میلیون بار بیشتر از درخشندگی مطلق خورشید است. این ستارگان را به سبب نورانیت زیاد و اندازه‌ی بسیار بزرگشان، اَبَرغول می‌نامند. درخشندگی مطلق کم‌نورترین ستارگان معمولی، تقریباً یک میلیون بار کمتر از خورشید است. آن‌ها بسیار کم نور، سرد و کوچکند و کوتوله‌های سرخ نامیده می‌شوند.

قدر

اخترشناسان برای توصیف نورانیت ظاهری و مطلق ستارگان و دیگر اجرام آسمانی، از یک سیستم عددی استفاده می‌کنند. اساس این سیستم از یونانیان باستان به ارث رسیده است. در آن، واکنش چشم انسان به نورانیت‌های مختلف، مبنای درجه‌بندی قرار می‌گیرد. اخترشناسان یونان ستارگان را بر حسب نورانیت ظاهری به شش گروه تقسیم می‌کردند. آن‌ها این گروه‌ها را قدر می‌نامیدند و نورانی‌ترین ستاره را در قدر اول و کم نورترین را در قدر ششم جای می‌دادند. چشم، اختلاف بین قدرها را یکسان می‌بیند و در نتیجه، انسان خیال می‌کند که مثلاً ستاره‌ای از قدر دوم فقط یک بار نورانی‌تر از ستاره قدر سوم است.
با به کارگیری دستگاه‌های دقیق در اندازه‌گیری نورانیت ستارگان، معلوم شد که فاصله‌ی قدرها، بخش‌هایی با درخشندگی یکسان نیستند. زیرا واکنش چشم انسان به نورانیت حالت لگاریتمی دارد و از این رو مبنای سیستم قدر نیز لگاریتمی است. یعنی اینکه برای محاسبه‌ی صحیح قدر و فاصله‌ی بین قدرها باید از لگاریتم اعداد استفاده کرد. ستاره‌ی قدر اول 2/5 بار نورانی‌تر از ستاره قدر دوم، ستاره‌ی قدر دوم، 2/5 بار نورانی‌تر از ستاره قدر سوم و.... است. بنابراین، ستاره قدر اول 100 بار نورانی‌تر از ستاره‌ی قدر ششم است. چشم غیرمسلح نمی‌تواند ستاره‌ای کم نورتر از قدر ششم را ببیند. یک ستاره قدر اول 10000=100 ×100 بار نورانی‌تر از ستاره‌ی قدر یازدهم دیده می‌شود که کم نورترین ستاره‌ی قابل رویت با تلسکوپ 16 اینچی است. این ستاره نیز (صد میلیون) بار نورانی‌تر از کم‌نورترین ستاره‌ی قابل عکسبرداری با یک تلسکوپ 60 اینچی است که در قدر 21 قرار دارد.

قدر ظاهری
قدر ظاهری یک ستاره را بر مبنای قراردادی اتخاذ شده بین اخترشناسان تعیین می‌کنند. طبق این قرارداد، چند ستاره پرنور به عنوان استاندارد تعیین شده‌اند و اختلاف درخشندگی ستارگان از این استانداردها ، تعیین قدر ظاهری آن‌ها را میسر می‌سازد.
قدر ظاهری تمام ستارگان به درخشندگی واقعی و فاصله آن‌ها بستگی دارد. ستاره‌ای با درخشندگی مطلق زیاد، در صورت نزدیک بودن به ما، قدر ظاهری بیشتری خواهد داشت؛ در صورتی که اگر فاصله‌ی بیشتری داشته باشد، قدر ظاهریش نیز کمتر خواهد بود. برای مثال، دو ستاره‌ی شِعرای یَمانی و سُهیل را در نظر می‌گیریم که قدر ظاهری تقریباً یکسان دارند. اگر قدر مطلق این دو را با هم بسنجیم می‌بینیم که سهیل بسیار نورانی‌تر از شعرای یمانی و تقریباً 10000 بار نورانی‌تر از خورشید است، ولی فاصله نسبتاً کم شعرای یمانی (8 سال نوری) نسبت به فاصله بیشتر سهیل (500 سال نوری) سبب می‌شود که با نورانیت یکسان دیده شوند.
ستارگان نورانی‌تر از قدر اول را با صفر یا حتی با اعداد منفی نشان می‌دهند. مثلاً قدرشعرای یمانی.
جدول 1. قدرهای نجومی
اگر قدر ستاره‌ی A
این مقدار از قدر ستاره‌ی B کمتر باشد آنگاه ستاره‌ی A
این مقدار از ستاره‌ی B درخشانتر است
1 2/5
2 6/3
3 16
4 40
5 100
10 1000
15 1000000
20 100000000
1/4-، و بنابراین 1/4 قدر نورانی‌تر از ستارهای با قدر صفر یا 2/4 قدر نورانی‌تر از ستاره‌ی قدر اول است. کم نورترین ستاره‌ای که می‌توان با بزرگترین تلسکوپ جهان عکسبرداری کرد در قدر 24 قرار دارد و از این رو 25 قدر کم نورتر از شعرای یمانی است؛ یعنی درخشندگی ظاهری آن 10 میلیارد بار کمتر از شعرای یمانی است.

قدر مطلق

برای مقایسه درخشندگی واقعی ستارگان باید قدر مطلق آن‌ها را تعیین کرد. قدر مطلق عبارت از قدر ظاهری ستاره است، هنگامی که فاصله آن 10 پارسک (حدود 33 سال نوری) باشد. برای مثال، اگر خورشید 10 پارسک دورتر از ما بود، همانند ستاره‌ای کم نور با قدر ظاهری 4/8 دیده می‌شد. قدر مطلق شعرای یمانی 1/5+ است، زیرا آن هم نزدیکتر از فاصله استاندارد قرار دارد. رِدف ، نورانی‌ترین ستاره صورت فلکی دَجاجه، از قدر اول است ولی قدر مطلق آن نشان می‌دهد که یکی از درخشان‌ترین ستارگان راه شیری است. زیرا اگر در فاصله‌ی استاندارد قرار می‌گرفت همانند ستارهای با قدر 7/0- دیده می‌شد. در این صورت، به غیر از ماه و خورشید نورانی‌ترین جرم آسمانی بود و حتی نور آن می‌توانست سایه ایجاد کند.

تابع درخشندگی ستاره‌ای

اخترشناسان، توزیع طبیعی ستارگان را برحسب قدر مطلق با عبارت تابع درخشندگی تعریف می‌کنند. در واحد حجم فضا، چند ستاره از هر قدر مطلق معین وجود دارد. برای مثال، تابع درخشندگی ستارگان در محدوده‌ای از کهکشان که نزدیک به خورشید است دیده می‌شود و نشان می‌دهد که در این محدوده تعداد ستارگان بسیار درخشان نسبت به ستارگان کم نور بسیار کمتر است. طبق آن، ستارگان همانند خورشید، 100000 بار بیش از ستارگانی با قدر مطلق 5- و نیز ستارگان با قدر مطلق 15+ ، 4 بار بیش از ستارگان همانند خورشید هستند، و فراوان‌ترین نوع ستاره‌ها، کوتوله‌های سفید کم نورند، که دست‌کم 10000 کم نورتر از خورشید هستند.
تابع درخشندگی در مجاورت خورشید با تعیین فاصله‌ی تعداد زیادی از ستارگان و اندازه‌گیری قدر ظاهری آن‌ها به دست آمده است. تعیین تابع درخشندگی بخش‌های دیگر جهان، مثلاً کهکشان‌ها ، خوشه‌های ستاره‌ای، یا ناحیه‌ی مرکزی کهکشان خودمان نیز به روش مشابه صورت می‌گیرد، ولی ممکن است نتیجه به دست آمده با تابع درخشندگی ناحیه محلی ما متفاوت باشد. برای نمونه، در بعضی از خوشه‌های ستاره‌ای، اکثر ستارگان درخشانند و فقط تعداد کمی از آن‌ها قدر مطلق پایین دارند. ممکن است در خوشه‌های دیگر تعداد ستارگان درخشان به طور قابل ملاحظه‌ای کمتر باشد. این تفاوت‌ها را می‌توان از چگونگی تکامل ستارگان دریافت. خوشه‌هایی که ستارگان کم نورشان اندک است، خوشه‌هایی جوان هستند و از این‌رو، ستارگان پیر و کم نور در آن‌ها دیده نمی‌شود. برعکس، خوشه‌هایی که ستارگان درخشان کمتری دارند، خوشه‌هایی بسیار پیر هستند.
منبع مقاله :
هاچ، پاول؛ (1388)، ساختار ستارگان و کهکشان‌ها، برگردان: توفيق حيدرزاده. تهران: مؤسسه جغرافيايي و کارتوگرافي گيتاشناسي، چاپ هفتم.