ضياء

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث
صورة لمجرة NGC 4945 تظهر الضياء الهائل للعناقيد النجوم المركزية القليلة ، مما يشير إلى وجود نواة مجرية نشطة تقع في مركز المجرة.

الضياء (ملاحظة 1) في علم الفلك، هو الكمية الإجمالية للطاقة المنبعثة من نجم أو مجرة أو أي جرم فلكي آخر لكل وحدة زمنية.[1][2][3][4] والضياء مرتبط بالسطوع الذي هو ضياء جرم في منطقة طيفية معينة.[4]

في الفلك[عدل]

اللمعان أو الضياء في الفلك هو مقدار الطاقة الإشعاعية التي يُطلقها جسم ما (النجوم خصوصا) في الثانية الواحدة. تُقاس الطاقة الإشعاعية للنجوم بطريقتين: الظاهرية (وهي حساب الطاقة المرئية فقط وتقاس بالقدر الظاهري) و البولومترية (وهي حساب الطاقة الحقيقية للنجم وهي "الضياء" يتم تحديدها من خلال حساب كل الإشعاع الصادر من النجم بكل الأطياف ويتم ذلك من خلال حساب حرارة النجم). حيث أن الطريقة الأولى تقيس طاقة النجم التي تصل إلى الأرض بينما الثانية تُقاس بناء على بعد ثابت من النجم وهو 10 فراسخ فلكية. يتم قياس الضياء بوحدة الواط ولكن عادة ما يستخدم ضياء الشمس كمقياس لتسهيل حسابه ويُكتب: . ويبلغ ضياء الشمس 3.846×1026 واط وأيضا كثيرا ما يستخدم القدر المطلق كوحدة لقياسه.

إن الضياء هو مقياس مطلق للنجم ليس له علاقة بالمسافة أو بعده عنا، وبالتالي سواء حُسب من خلال القدر المطلق للأشعة المرئية أو كامل الإشعاع والحرارة للنجم يجب أن توحد المسافة لكل النجوم وكأنها مصطفة على نفس البعد من الأرض. والقدر الظاهري هو لمعان النجم كما هو مشاهد من الأرض والذي يختلف حسب بعد النجم.

يعتمد مقدار ضياء النجم على كثافته. وقد قسم الفلكيون ضياء النجوم إلى خمسة أقدار يُرمز لها بالأرقام الرومانية. وكلما ازداد الرقم أصبح اللمعان أقل، حيث أن النجوم من القدر "V" (بالأرقام الحديثة "5") هي أقل النجوم ضياءاً. وهناك قدر سادس أخير حيث إن القدر "I" (بالأرقام الحديثة "1") ينقسم إلى قدرين.

أصناف الضياء النجمي الصنف، الوصف / مثال

Ia، نجم فوق العملاق / منكب الجوزاء، رجل الجبار.

Ib، نجوم فوق العملاقة عاتمة / نجم الجدي.

II، نجوم عملاقة ساطعة / مينتاكا (نجم في حزام كوكبة الجبار).

III، نجوم عملاقة اعتيادية / السماك الرامح.

IV، نجوم دون العملاقة / آخر النهر (نجم جنوبي ساطع).

V، التسلسل الرئيسي / الشمس، الشعرى اليمانية.

في القياس الضوئي[عدل]

في القياس الضوئي، يستخدم الضياء خطأ في بعض الأحيان للدلالة على الاستضواء وهو كثافة شدة الإضاءة في اتجاه محدد. وحدة الاستضواء في نظام الوحدات الدولي هي قنديلة في المتر المربع.

قد يشار أحيانا خطأ إلى ض في الفضاء اللوني ص ش ض على أنه الضياء. وتحسب ض في هذه الحالة 1/2 (MAX + MIN) حيث MAX و MIN هي أعلى وأخفض قيم لمكونات ح خ ز عند تحويلها إلى الفضاء اللوني ص ش ض.

الدالة الضيائية [5] أو دالة التألق[5] وتعرف أيضا بتابع الفعالية الضوئية يصف متوسط الحساسية البصرية للعين البشرية للضوء عند الأطوال الموجية المختلفة. وهناك دالتان للضياء تستخدمان عادة. عند مستويات الإضاءة اليومية، دالة الضياء للرؤية النهارية تقارب بطريقة أفضل استجابة العين البشرية. وعند مستويات الإضاءة المنخفضة، تتغير استجابة العين البشرية، ويمكن استخدام منحني الرؤية الغلسية.

قياس الضياء[عدل]

الضياء في علم الفلك هو مقدار الطاقة الكهرومغناطيسية التي يشعها الجسم خلال كل وحدة زمنية[6]، يقاس الضياء إما بالجول / ثانية، أو بالواط، أو مقارنةً بالضياء الشمسي، ويعتبر مقياس البولومتر bolometer هو الأداة المعيارية المستخدمة لقياس الطاقة الإشعاعية على نطاق واسع من خلال قياس الامتصاص والحرارة "التسخين"، كما أنَّ بعض النجوم تطلق نيوترونات والتي تحمل بعضاً من طاقتها (حوالي 2% في حالة شمسنا) وبذلك فهي تسهم في ضياء النجم الكلي [7]، حددت الجمعية الدولية للأوزان والمقاييس الضياء الشمسي برقم معين وذلك لتعزيز نشر قيم متسقة وقابلة للمقارنة في وحدات الضياء الشمسي [8]، تستخدم وحدة "ضياء شمسي" عادةً بدلاً من الواط لسهولة استخدامها عوضاً عن صياغة أرقام كبيرة جداً لا تساعد القارئ على الفهم والتقدير، وضياء الشمس هو كمية الطاقة الإشعاعية التي تطلقها في الثانية الواحدة، ولكن الرقم الناتج لا يأخذ في الحسبان ما تشعه الشمس من نيوترونات، وتعتبر الشمس عموماً نجماً قلَّما يتغير ضياؤه، إذ يتعرض ضياؤها لنوبات تغير بسيطة ومن ضمنها التغيرات الدورية التي تحدث كل 11 سنة بسبب ظهور البقع الشمسية واختفائها والتي تغير من درجة ضياء الشمس بنسبة تقل عن 0.1%.

البولومتر "مقياس الإشعاع الحراري" هو جهاز لقياس الطاقة الشعاعية مثل الموجات الكهرومغنطيسية، اخترعه عالم الفلك الأميركي صموئيل بييربونت لانجلي عام 1878، يستعمل هذا الجهاز عموماً لقياس أشعة الأجرام السماوية في علم الفلك وطيف الأشعة تحت الحمراء بشكلٍ خاص، لا يمكن استخدام البوليمرات - رغم شيوعها - لقياس الضياء الظاهر لنجم لأنها غير حساسة بدرجة كافية عبر الطيف الكهرومغناطيسي ولأن معظم أطوال الموجات لا تصل إلى سطح الأرض، في الممارسة العملية تقوم المقاييس البوليمترية بأخذ قياسات بأطوال موجية معينة وبناء نموذج للطيف الكلي من المرجح أن يطابق تلك القياسات، ولكن في بعض الحالات تكون عملية التقدير هذه غير دقيقة حيث يتم حساب الضياء اعتماداً على أقل من 1% من ناتج الطاقة الإجمالي [1][9].

الضياء النجمي[عدل]

يمكن تحديد ضياء نجم معين اعتماداً على خاصيَّتين هما: الحجم ودرجة الحرارة الفعالة [6]، حيث يتم تمثيل الخاصية الأولى عادةً من خلال المقارنة مع نصف قطر الشمس، بينما يتم تقدير الخاصية الثانية بالكلفن، ولكن في معظم الحالات لا يمكن قياس أي منهما بشكل مباشر، فلتحديد نصف قطر النجم هناك حاجة إلى معرفة مقياسين آخرين هما: القطر الزاوي للنجم وبعده عن الأرض، ومع أنَّنا قد نتمكن من قياس كلاهما بدقة كبيرة في بعض الحالات ولكن بالنسبة لمعظم النجوم يكون القطر الزاوي أقل بكثير من قدرتنا على القياس الدقيق، من جهة أخرى ونظراً لأنَّ درجة الحرارة الفعالة هي مجرد رقم يمثل درجة حرارة الجسم الأسود التي من شأنها إعادة إنتاج ضياء فمن الواضح أنه لا يمكن قياسها بشكل مباشر وإنَّما تقديرها من خلال الطيف المرئي، إنَّ درجة الحرارة الفعالة لجسم مثل نجم أو كوكب هي درجة حرارة جسم أسود يصدر نفس كمية الإشعاع الكهرومغناطيسي لذلك الجسم، وغالباَ ما تستخدم درجة الحرارة الفعالة لتقدير حرارة جسم ما عندما يكون المنحنى الانبعاثي الخاص به (كتابع لطول الموجة) غير معروف، وعندما يصدر النجم أو الكوكب نطاقاً موجياً أقل مما هو للجسم الأسود، تكون درجة حرارته الفعلية أكبر في هذه الحالة.

في نظام التصنيف الحالي للنجوم يتم تصنيف النجوم وفقاً لدرجة حرارتها، حيث تتميز نجوم الفئة O الضخمة والنشيطة بدرجات حرارة تزيد عن 30000 كلفن بينما تتميز نجوم الفئة M الأصغر حجماً والأقدم عمراً بدرجات حرارة أقل من 3500 كلفن، ونظراً لأن الضياء يتناسب مع درجة الحرارة، فإن التباين الكبير في درجات الحرارة النجمية ينتج عنه تباين أكبر في الضياء النجمي، ونظراً لأن الضياء يعتمد بدرجة كبيرة على الكتلة النجمية فإنَّ النجوم المضيئة ذات الكتلة العالية لها عمر أقصر بكثير والنجوم الأكثر إضاءةً هي دائماً نجوم صغيرة ولا يزيد عمرها عن بضعة ملايين من السنين.

في المخطط البياني الشهير Hertzsprung-Russell يمثل المحور السيني درجة الحرارة أو النوع الطيفي بينما يمثل المحور العيني الضياء أو الحجم، وسنجد أنَّ الغالبية العظمى من النجوم بالإضافة لنجوم الفئة O الزرقاء ستكون موجودة في الجزء العلوي الأيسر من المخطط، بينما تقع نجوم الفئة M الحمراء في الجزء السفلي الأيمن، وبعض النجوم مثل Deneb و Betelgeuse ستكون في الجزء العلوي الأيمن.

ضياء الراديو[عدل]

يتم قياس ضياء المصادر المطلقة للأمواج الراديوية باستخدام الوحدة W Hz−1، ولتجنب الاضطرار لتحديد نطاق ترددي يتم القياس عليه، تُقاس القوة المرصودة أو كثافة التدفق لمصدر راديوي باستخدام وحدة الدفق أو جانسكي Jansky، لحساب إجمالي القدرة الراديوية يجب دمج هذا الضياء على عرض النطاق الترددي للإرسال، ومن الافتراضات الشائعة تعيين عرض النطاق الترددي على تردد المراقبة نفسه وهو الأمر الذي يفترض فعلياً أنَّ القدرة المشعة لها كثافة موحدة من تردد صفر إلى تردد المراقبة.

علاقة الضياء بالحجم[عدل]

الضياء هو خاصية قابلة للقياس المجرد بشكل مستقل عن المسافة، أمَّا مفهوم الحجم فهو يتضمن المسافة لأنَّ الحجم الظاهري هو مقياس لتناقص تدفق الضوء نتيجة المسافة وفقاً لقانون التربيع العكسي [10]، يستخدم مقياس لوغسون لقياس كل من الأحجام الظاهرة والمطلقة، والحجم المطلق يتوافق مع ضياء النجم أو أي جرم فلكي آخر ولكنَّه ينخفض كلما زادت المسافة بالإضافة لوجود انخفاض إضافي في الضياء بسبب الغبار والجزيئات المتواجدة في الفضاء بين النجمي.[11]

يكون من الممكن غالباً تعيين فئة لمعان نجم حتى دون معرفة المسافة التي تفصلنا عنه من خلال قياس عرض بعض خطوط الامتصاص في الطيف النجمي وبالتالي يمكن تحديد مقياس دقيق لحجمها المطلق دون معرفة المسافة ولا الغبار بين النجمي، وعند قياس ضياء النجوم يكون الحجم المطلق والحجم الظاهري والمسافة الفاصلة هي معالم مترابطة بحيث إذا كانت اثنتان معروفتان يمكن تحديد الثالثة، ونلاحظ هنا أنَّ حجم النجم وهو مقياس لوغاريتمي ليس له وحدة ويرتبط بالضياء المرئي المرصود، ويكون الحجم الظاهر هو الضياء المرئي المرصود من الأرض والذي يعتمد على بعد هذا النجم.

هوامش[عدل]

  • ملاحظة 1 المرادفات: الضياء [12] أو السطوع أو التألق أو اللمعان[13]

مراجع[عدل]

  1. أ ب Nieva، M.-F (2013). "Temperature, gravity, and bolometric correction scales for non-supergiant OB stars". Astronomy & Astrophysics. 550: A26. Bibcode:2013A&A...550A..26N. arXiv:1212.0928Freely accessible. doi:10.1051/0004-6361/201219677. 
  2. ^ Nigel Foster. "THE FIRST MAGNITUDE STARS". Knowle Astronomical Society. مؤرشف من الأصل في 30 أبريل 2016. اطلع عليه بتاريخ 25 سبتمبر 2012. 
  3. ^ Mamajek، E. E؛ Prsa، A؛ Torres، G؛ Harmanec، P؛ Asplund، M؛ Bennett، P. D؛ Capitaine، N؛ Christensen-Dalsgaard، J؛ Depagne، E؛ Folkner، W. M؛ Haberreiter، M؛ Hekker، S؛ Hilton، J. L؛ Kostov، V؛ Kurtz، D. W؛ Laskar، J؛ Mason، B. D؛ Milone، E. F؛ Montgomery، M. M؛ Richards، M. T؛ Schou، J؛ Stewart، S. G (2015). "IAU 2015 Resolution B3 on Recommended Nominal Conversion Constants for Selected Solar and Planetary Properties". 1510: arXiv:1510.07674. Bibcode:2015arXiv151007674M. arXiv:1510.07674Freely accessible [astro-ph.SR]. 
  4. أ ب Hopkins، Jeanne (1980). Glossary of Astronomy and Astrophysics (الطبعة 2nd). The University of Chicago Press. ISBN 0-226-35171-8. 
  5. أ ب وفقا لمعجم المصطلحات العلمية والفنية والهندسية الجديد
  6. أ ب "Luminosity of Stars". Australia Telescope National Facility. 12 July 2004. مؤرشف من الأصل في 09 أغسطس 2014. 
  7. ^ Bahcall، John. "Solar Neutrino Viewgraphs". معهد الدراسات المتقدمة School of Natural Science. مؤرشف من الأصل في 7 ديسمبر 2018. اطلع عليه بتاريخ 03 يوليو 2012. 
  8. ^ Mamajek، E. E.؛ Prsa، A.؛ Torres، G.؛ Harmanec، P.؛ Asplund، M.؛ Bennett، P. D.؛ Capitaine، N.؛ Christensen-Dalsgaard، J.؛ Depagne، E.؛ Folkner، W. M.؛ Haberreiter، M.؛ Hekker، S.؛ Hilton، J. L.؛ Kostov، V.؛ Kurtz، D. W.؛ Laskar، J.؛ Mason، B. D.؛ Milone، E. F.؛ Montgomery، M. M.؛ Richards، M. T.؛ Schou، J.؛ Stewart، S. G. (2015). "IAU 2015 Resolution B3 on Recommended Nominal Conversion Constants for Selected Solar and Planetary Properties". arXiv:1510.07674Freely accessible [astro-ph.SR]. 
  9. ^ Buzzoni، A؛ Patelli، L؛ Bellazzini، M؛ Pecci، F. Fusi؛ Oliva، E (2010). "Bolometric correction and spectral energy distribution of cool stars in Galactic clusters". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 403 (3): 1592. Bibcode:2010MNRAS.403.1592B. arXiv:1002.1972Freely accessible. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16223.x. 
  10. ^ Joshua E. Barnes (February 18, 2003). "The Inverse-Square Law". Institute for Astronomy - University of Hawaii. مؤرشف من الأصل في 22 يناير 2019. اطلع عليه بتاريخ 26 سبتمبر 2012. 
  11. ^ "Magnitude System". Astronomy Notes. 2 November 2010. مؤرشف من الأصل في 1 أغسطس 2018. اطلع عليه بتاريخ 02 يوليو 2012. 
  12. ^ "نتائج البحث عن كلمةLuminosity في معجم المصطلحات العلمية والتقنية الجديد". مكتبة لبنان ناشرون. مؤرشف من الأصل في 11 أغسطس 2019. اطلع عليه بتاريخ أغسطس 2019. 
  13. ^ "نتائج البحث عن كلمة Luminosity". قاموس المعاني. مؤرشف من الأصل في 11 أغسطس 2019. اطلع عليه بتاريخ أغسطس 2019.