Spektrum aracılığıyla yıldızların "hesaplarını" nasıl kontrol ederiz?
Karanlık olduğunda, gökyüzüne bakarız ve bize yanıp sönen sayısız yıldızları görebiliriz (elbette, onu puslu veya bulutlu olduğunda göremeyiz). Peki yıldızlar neye benziyor? Onların arasındaki fark ne? Galileo en başından beri teleskopu icat etti, insanlar daha uzak ve daha fazla gök cisimlerini incelemek için gözlem ekipmanını sürekli olarak değiştirmeye başladı. Fakat uzak gök cisimleri için nasıl çalışmalıyız? En sezgisel fikir, gök cismi ve yayılan ışığın konumundan çalışmaktır. Onları ışıkla nasıl inceleyeceğimize bir göz atalım.
Her şeyden önce, modern teleskoplar ışığı dijital sinyallere dönüştürmek için elektronik bileşenler (CMOS, CCD, vb.) Kullanır.Bunun avantajı, daha karanlık gök cisimlerini algılayabilmesidir. Solda çıplak gözlerimizle görülen gökyüzü, sağda ise teleskopla görülen gökyüzü. 4 metrelik spektrum teleskopu, insan gözünün gördüğü en karanlık yıldızdan 400.000 kat daha koyu gözlemleyebiliyor (en karanlık yıldız insan gözüyle görülebilir ve teleskop 19. büyüklüğe göre hesaplanır).
Yıldız ışığını aldıktan sonra ışığı dağıtmamız gerekiyor. Tıpkı yağmurdan sonraki bir gökkuşağının güneş ışığını çeşitli renklere dağıtması gibi, farklı dalga boylarında yıldız ışığının akışını elde edebiliriz. Hayatımızdaki her renk belirli bir dalga boyuna karşılık gelir.Örneğin kırmızı ışığın dalga boyu yaklaşık 625-740 nanometre, yeşil ışığın dalga boyu yaklaşık 500-565 nanometre ve mavi ışığın dalga boyu yaklaşık 485-500 nanometredir. Bu operasyon dalgasından sonra gördüğümüz parıldayan yıldızlar şu oldu.
Spektrum Guo Shoujing Teleskopundan (LAMOST dr6) gelir
Biz buna spektrum diyoruz. Hisse senedi grafiği gibi mi hissediyor? Bilim adamları, analiz yoluyla, yıldız spektrumunun en yüksek kısmının dalga boyunun yıldızın sıcaklığıyla çok ilişkili olduğunu buldular. En yüksek nokta mavi uca doğru ne kadar fazlaysa yıldız o kadar sıcak olacaktır. Tersine, en yüksek nokta kırmızı uca doğru ne kadar fazlaysa, yıldızın sıcaklığı o kadar düşük olur. Güneş sıcaklığımız yaklaşık 5778K'dır (K, Kelvin sıcaklık birimi anlamına gelir). Yukarıdaki resim, yüksek sıcaklıktaki bir yıldızın ve düşük sıcaklıktaki bir yıldızın spektrumlarını göstermektedir.
Spektrumun sadece yıldızların sıcaklığını değil, aynı zamanda bize daha fazlasını da söylediğini bulduk. Her yıldızın ışığı, iç çekirdeği tarafından nükleer füzyon yoluyla üretilir.Dışa doğru radyasyon sürecinde ışık, füzyon reaksiyonunda yer almayan kalın yıldız atmosferinden geçecek.Atmosferdeki atomlar ve moleküller istediklerini seçecekler. Spektrumda absorpsiyon çizgileri ve bantları oluşturan belirli bir dalga boyundaki ışık absorbe edilir. Spektrumdaki soğurma çizgisine karşılık gelen dalga boyuna göre sadece hangi atomların veya moleküllerin ışığı emdiğini değil, aynı zamanda emilim çizgisinin derinliğine ve genişliğine bağlı olarak yıldız atmosferinin bileşimini de yargılayabiliriz.
Tayfın tayf çizgileri kullanılarak yıldızların hızı ve galaksilerin mesafesi de elde edilebilir. Spektral çizgi ölçümü nasıl kullanılır? Açıklamadan önce, önce bir bilgi noktası sunmalıyız: Doppler etkisi (aşağıda gösterildiği gibi).
Doppler etkisi, ışığın dalga boyunun yıldızların bize doğru olan hızıyla değişmesi anlamına gelir. Yıldız bize doğru uçarken, ışığın dalga boyu mavi yönde hareket edecek; yıldız bizden uzaklaştığında ise ışığın dalga boyu kırmızı yönde hareket edecektir. Ardından, spektral çizgilerin ne kadar değiştiğini ölçerek yıldızların hareket hızını hesaplayabiliriz. Görüş hattımız boyunca hareket eden bu hıza görüş hattı hızı veya kırmızıya kayma diyoruz (yıldızlar için görüş hattı hızını kullanıyoruz, galaksiler için kırmızıya kayma kullandığımız).
Artık muhtemelen yıldızların hızını ölçmek için spektral çizgileri nasıl kullanacağımızı biliyoruz, peki galaksilerin mesafesini nasıl ölçeceğiz? Evrenimiz genişlediği için, ne kadar uzaktaki gök cisimleri bizden daha hızlı uzaklaşır, gök cisimlerinin mesafesini bizden uzaklaşma hızlarıyla tahmin edebiliriz. Ve bu hız, yukarıda bahsettiğimiz kırmızıya kaymadır. Aslında, spektrum aracılığıyla yıldızlar hakkında daha fazla şey öğrenebiliriz. Evren hakkında ne zaman yeni keşifler yapsak, önümüzde daha fazla bilinmeyenler olacak. Birlikte çok çalışalım!
Yazar hakkında
Ulusal Astronomi Gözlemevi Kıdemli Mühendisi Song Yihan. Araştırma yönü, tek boyutlu ve iki boyutlu spektrum işleme ve analizidir.
Baş Editör: Shi Shuo
Dönen Baş Editör: Zhao Gongbo (Ulusal Astronomi Gözlemevi Araştırmacısı)
Açıklama: Bu makale, daha fazla bilgi vermek amacıyla çoğaltılmıştır. Kaynak etiketlemede bir hata veya yasal haklarınızın ihlali söz konusuysa, lütfen sahiplik sertifikası ile web sitesi ile iletişime geçin ve zamanında düzeltip sileceğiz, teşekkür ederiz.
Kaynak: Fizik Enstitüsü, Çin Bilimler Akademisi
