گونه‌های طیفی؛ وقتی رنگ‌ها وارد می‌شوند…

حتماً در شب به ستارگان نگاه کرده‌اید و دیده‌اید که بعضی از آنها سفید و درخشان‌اند، بعضی آبی، بعضی زرد و بعضی قرمز. شاید حتی ستاره‌ای مثل ابط الجوزا (Betelgeuse) را دیده باشید که با چشم غیرمسلح هم می‌توان فهمید قرمز است.

چرا این قدر رنگ‌های متنوع؟ آیا ستارگان ذاتاً رنگ‌های مختلفی دارند، یا این فقط یک توهم بصری است؟

طیف‌سنجی نجومی به این سوالات پاسخ خواهد داد. با طیف‌سنجی درمی‌یابیم که رنگ ستارگان، در واقع توسط دمای آن‌ها تنظیم می‌شود. در این مقاله، خواهیم دید که چگونه ستارگان بر اساس طیفشان دسته‌بندی می‌شوند، رده‌های معروف OBAFGKM چیست، و چرا خورشید ما از نوع G2V است.

از سککی(Secchi) تا هاروارد

پیش از اینکه اخترشناسان بفهمند طیف ستارگان چه رازی را پنهان کرده، تلاش‌هایی برای طبقه‌بندی آنها از زمان ایرانیان و منجمان یونانی انجام شده بود، اما هیچ‌کدام کامل نبودند.

آنجلو سککی؛ نخستین گام کمی فراتر

در سال ۱۸۶۶، اخترشناس ایتالیایی آنجلو سککی (Angelo Secchi) با تحلیل طیف صدها ستاره، آنها را به چهار دسته‌ی اصلی تقسیم کرد. این طبقه‌بندی که به کلاس‌های سککی معروف است، نخستین تلاش جدی برای دسته‌بندی ستارگان بر اساس طیف بود.

اما کار سککی نیز ناقص بود. او به ترتیب دمایی ستارگان پی نبرده بود و دسته‌هایش صرفاً توصیفی بودند.

انقلاب هاروارد؛ تکمیل کار سککی

در اواخر قرن نوزدهم، ادوارد پیکرینگ، مدیر رصدخانه‌ی هاروارد، پروژه‌ی عظیمی را برای طبقه‌بندی طیف صدها هزار ستاره آغاز کرد.

در این راستا، ویلیامین فلمینگ (Williamina Fleming) سیستم طبقه‌بندی اولیه‌ای شامل ۲۲ کلاس از حروف A تا Q ایجاد کرد و آنی جامپ کانن (Annie Jump Cannon) نیز سیستم فلمینگ را ساده و به ترتیب دمایی مرتب کرد. نتیجه‌ی کار او، رده‌های طیفی OBAFGKM بود که امروز همچنان استفاده می‌شود.

آنی جامپ کانن در طول زندگی خود، طیف بیش از ۳۰۰,۰۰۰ ستاره را به صورت دستی تحلیل کرد! کاری که امروز با کامپیوتر هم سخت به نظر می‌رسد.

چرا OBAFGKM؟

ترتیب حروف از داغ‌ترین ستارگان (O) تا سردترین‌ها (M) مرتب شده است. اما چرا این ترتیب به ظاهر بی‌نظم است؟ چون در ابتدا بر اساس قدرت خطوط هیدروژن مرتب شده بودند (A بیشترین خطوط هیدروژن را داشت). بعدها که معلوم شد این ترتیب با دما مرتبط است، ترتیب را حفظ کردند اما فهمیدند که A داغ‌ترین نیست، بلکه O داغ‌ترین است! یعنی در ابتدا ترتیب ABFGKMO بود.

نگاهی دقیق‌تر به OBAFGKM

نتیجه‌ی نهایی کار رصدخانه‌ی هاروارد، هفت رده‌ی طیفی اصلی بود که از داغ‌ترین تا سردترین ستارگان را پوشش می‌دهد.

خطوط طیفی چیستند؟

وقتی نور یک ستاره از منشور یا طیف‌سنج عبور کند، به رنگ‌های سازنده‌اش تجزیه می‌شود. در این طیف، خطوط تاریک یا روشنی دیده می‌شود که نشان‌دهنده‌ی عناصر شیمیایی موجود در جو ستاره است. هر عنصر (هیدروژن، هلیم، کلسیم، آهن و…) یک اثر انگشت طیفی منحصربه‌فرد دارد. اخترشناسان با تحلیل همین خطوط، دمای ستاره، ترکیب شیمیایی، و حتی حرکت آن را تعیین می‌کنند. به همین دلیل، در جدول زیر خواهید می‌بینید که برای رده O از «خطوط هلیم یونیده» و برای رده K از «خطوط فلزی قوی» یاد شده است.

جدول رده‌های طیفی

هلیم خنثی: هلیم عادی (در دماهای پایین‌)
خطوط فلزی: خطوط عناصر سنگین‌تر از هلیم (کلسیم، آهن، منیزیم و…) – در اخترفیزیک به همه‌ی این‌ها فلز می‌گویند
باندهای مولکولی: خطوط پهن ناشی از مولکول‌ها (مثل اکسید تیتانیوم در جو سرد ستارگان M)

خطوط قوی یعنی خطوط پررنگ و مشخص در طیف‌سنجی، ضعیف یعنی کمرنگ، و غالب یعنی آن خطوط بر طیف چیره شده‌اند. شدت این خطوط به دمای ستاره بستگی دارد. مثلاً خطوط هیدروژن در رده A (سفید) به اوج خود می‌رسد و در رده O (آبی داغ) ضعیف می‌شود.

زیررده‌ها (0 تا 9)

هر رده‌ی طیفی به ۱۰ زیررده تقسیم می‌شود. مثلاً:

• G0 گرم‌ترین ستارگان رده G
• G5 وسط رده G
• G9 سردترین ستارگان رده G

خورشید ما در رده‌ی G2 قرار دارد نسبتاً گرم است.

نوع درخشندگی (I تا V)

علاوه بر رده‌ی طیفی، ستارگان بر اساس درخشندگی نیز به دسته‌هایی تقسیم می‌شوند:

ترکیب رده‌ی طیفی و نوع درخشندگی، نوع طیفی کامل یک ستاره را مشخص می‌کند. مثلاً خورشید از نوع G2V است. یعنی رده‌ی G، زیررده‌ی 2، ستاره‌ی رشته‌ی اصلی در نمودار H-R است.

رابطه‌ی رده‌های طیفی با دما و نمودار H-R

حالا که با رده‌های طیفی آشنا شدیم، ببینیم این رده‌ها چه ارتباطی با دما و نمودار هرتسپرونگ-راسل دارند.

رده‌ی طیفی = دما!

در جدول قبل دیدید که هر رده‌ی طیفی با یک محدوده‌ی دمایی مشخص همراه است. به طور خلاصه:

همان‌طور که مشخص است، هر چه به بالای جدول (O) نزدیکتر می‌شویم، دما بیشتر و رنگ آبی‌تر است و هر چه به پایین (M) می‌رویم، دما کمتر و رنگ قرمزتر می‌شود.

نمودار H-R؛ نمایش گرافیکی رده‌های طیفی

نمودار هرتسپرونگ-راسل دقیقاً همان چیزی است که این رابطه را به صورت گرافیکی نشان می‌دهد. در این نمودار محور افقی رده‌ی طیفی (یا شاخص رنگ B-V) است – از چپ (داغ، O) به راست (سرد، M). محور عمودی درخشندگی ستاره است. از پایین (کم‌نور) به بالا (پرنور).

پیشنهاد می‌شود مقاله‌ی نمودار H-R را حتماً بخوانید.

در این نمودار، سه منطقه اصلی وجود دارد:

چرا درخشندگی مهم است؟

دو ستاره با رده‌ی طیفی یکسان (مثلاً هر دو K5) می‌توانند درخشندگی بسیار متفاوتی داشته باشند. یکی ممکن است یک کوتوله (رده درخشندگی V) باشد و دیگری یک غول (رده درخشندگی III). در نمودار H-R، این دو در دو نقطه‌ی متفاوت قرار می‌گیرند.

به همین دلیل است که گونه‌ی طیفی کامل یک ستاره ترکیبی از رده‌ی طیفی و نوع درخشندگی است. مثل G2V برای خورشید.

فلزشدگی و جمعیت‌های ستاره‌ای

تا اینجا دیدیم که رده‌ی طیفی یک ستاره دمای سطح آن را نشان می‌دهد. اما یک ویژگی دیگر هم در طیف ستاره پنهان است؛ فلزشدگی (Metallicity).

فلزشدگی چیست؟

فلزشدگی که فلزینگی یا فلزیگی نیز نوشته می‌شود، یعنی نسبت عناصر سنگین‌تر از هلیم به هیدروژن در یک ستاره. در اخترفیزیک، هر عنصر سنگین‌تر از هلیم، فلز نامیده می‌شود.

ستارگانی که در اوایل کیهان شکل گرفتند، فقط از هیدروژن و هلیم ساخته شده بودند (فلزشدگی تقریباً صفر). ستارگانی که بعداً شکل گرفتند، از موادی ساخته شدند که قبلاً توسط ستارگان قبلی تولید شده و به فضا پرتاب شده بود. بنابراین فلزشدگی آنها بالاتر است.

جمعیت‌های ستاره‌ای

بر اساس فلزشدگی، ستارگان را به سه دسته‌ی جمعیتی (Population) تقسیم می‌کنند:

تأثیر فلزشدگی بر طیف

فلزشدگی مستقیماً بر طیف ستاره تأثیر می‌گذارد:

• ستارگان با فلزشدگی بالا (نسل I) خطوط فلزی قوی‌تری در طیف خود دارند (آهن، کلسیم، سدیم و…).
• ستارگان با فلزشدگی پایین (نسل II) خطوط فلزی ضعیف‌تری دارند.
• ستارگان با فلزشدگی تقریباً صفر (نسل III) هیچ خط فلزی در طیف خود ندارند. (اما چنین ستارگانی احتمالاً امروز وجود ندارند)

به همین دلیل است که اخترشناسان با یک نگاه به طیف یک ستاره، نه فقط دمای آن، بلکه سن و تاریخچه‌ی آن را هم حدس می‌زنند.

فلزشدگی و تکامل ستاره

فلزشدگی بالا باعث می‌شود ستاره عمر کوتاه‌تری داشته باشد، سریع‌تر تکامل یابد و در مراحل پایانی، عناصر سنگین‌تری تولید کند

خورشید ما یک ستاره‌ی نسل سوم با فلزشدگی نسبتاً بالا (حدود 2 درصد) است. به همین دلیل است که سیارات سنگی (از جمله زمین) توانستند اطراف آن شکل بگیرند. ستارگان نسل دوم معمولاً سیارات سنگی کمتری دارند.

نتیجه

ستارگان از زمانی که بشر به یاد دارد، چراغ‌های آسمان شب بوده‌اند. اما برای قرن‌ها، انسان تنها می‌توانست به آنها خیره شود و رنگ‌هایشان را تحسین کند، بدون آنکه بداند این رنگ‌ها چه رازی را پنهان کرده‌اند.

امروز، پس از یک قرن تلاش بی‌وقفه، می‌دانیم که رنگ یک ستاره، پرونده‌ی هویتی آن است. طیف‌سنجی به ما آموخت که می‌توانیم ستارگان را به رده‌های مختلفی از غول‌های آبی داغ تا کوتوله‌های قرمز سرد تقسیم کنیم. خورشید ما، آن توپ زرد آشنا، در میانه‌ی این طیف جای دارد. یک ستاره‌ی معمولی در میان میلیاردها ستاره‌ی معمولی دیگر.

طیف نوری ستاره‌، نه فقط رنگ و دما، که نسبت فلزشدگی را نیز فاش می‌کند. نسبتی که نشان می‌دهد یک ستاره به طور نسبی چه عمری دارد.

طبقه‌بندی طیفی فقط یک سیستم خشک و آکادمیک نیست. این طبقه‌بندی، کلید فهم تکامل کیهان است. با نگاه به طیف یک ستاره، می‌توانیم بگوییم چند سال دارد، از چه ساخته شده، کجا متولد شده، و سرانجامش چه خواهد بود.

شاید بزرگ‌ترین درسی که طیف‌شناسی به ما می‌دهد این باشد که هیچ ستاره‌ای بی‌هویت نیست. هر نقطه‌ی نورانی در آسمان، داستانی برای گفتن دارد. داستانی از تولد، زندگی، و مرگ. و ما امروز پس از ده‌ها قرن، یاد گرفته‌ایم که آن داستان را بخوانیم.

دفعه‌ی بعد که به آسمان شب نگاه کردید، فقط به زیبایی ستارگان فکر نکنید. به یاد بیاورید که هر یک از آن نقاط نورانی، پاسخی به سوال «ما از کجا آمده‌ایم؟» را در خود پنهان کرده است. زیرا ما واقعاً از غبار ستارگان ساخته شده‌ایم و حالا می‌توانیم بدانیم که آن غبار، چه رنگی بوده است.

منابع:
کیت پیک – تصاویر مقایسه‌ی طیفی دقیق

ناسا – رده‌های طیفی

مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیتسونین – اطلس طیفی

دانشنامه‌ی جامع اخترفیزیک