رده های طیفی ستارگان
مهم‌ترین اطلاعاتی که باید در مورد یک ستاره بدانیم، چیست؟
شاید قدر ستاره در صدر فهرست دانسته‌ها قرار گیرد، اما درست
در پشت آن رده طیفی ستاره قرار می ‌گیرد. بدون رده طیفی، ستاره
چیزی جز یک چشمه نور نیست. با اضافه شدن حروف کوتاهی
چون V”2“G یا IVshne”5“B ستاره، موردنظر به‌سرعت دارای
شناسنامه‌ای خاص می‌شود. افرادی که قادر به‌درک معنی این
کُدها هستند، می‌توانند ماهیت ستاره موردنظر را که شامل رنگ،
اندازه و میزان درخشندگی آن نسبت به‌خورشید و دیگر انواع ستارگان،
خصوصیات منحصربه‌فرد و گذشته و آینده آن را مشخص کنند.

 

رده‌های طیفی ستارگان
مهم‌ترین اطلاعاتی که باید در مورد یک ستاره بدانیم، چیست؟ شاید قدر ستاره در صدر فهرست دانسته‌ها قرار گیرد، اما درست در پشت آن رده طیفی ستاره قرار می ‌گیرد. بدون رده طیفی، ستاره چیزی جز یک چشمه نور نیست. با اضافه شدن حروف کوتاهی چون V”۲“G یا IVshne”۵“B ستاره، موردنظر به‌سرعت دارای شناسنامه‌ای خاص می‌شود. افرادی که قادر به‌درک معنی این کُدها هستند، می‌توانند ماهیت ستاره موردنظر را که شامل رنگ، اندازه و میزان درخشندگی آن نسبت به‌خورشید و دیگر انواع ستارگان، خصوصیات منحصربه‌فرد و گذشته و آینده آن را مشخص کنند.
شیوه جدید رده‌بندی طیفی ستارگان آن‌چنان موفق بوده است که از سال ۱۳۲۲/۱۹۴۲ تاکنون تقریباً بدون تغییر باقی مانده است. این شیوه طبقه‌بندی فقط بر دو خاصیت فیزیکی یعنی فشار جوّی و دمای سطحی ستاره که در طیف ستاره ظاهر می‌شوند، استوار است.
این خواص، اطلاعات فراوانی را در اختیار ما می‌گذارد که به‌کمک آنها می‌توان چهره و داستان زندگی یک ستاره را به‌تصویر کشید. دمای سطحی، نشان‌دهنده رنگ و روشنایی سطحی ستاره است (روشنایی سطحی بیانگر میزان نور تابش شده از واحد سطح ستاره است). فشار جوّی بستگی مستقیم به‌میزان گرانش در سطح ستاره دارد. بنابراین این فشار بیانگر اندازه و جرم ستاره است. اندازه و روشنایی سطح ستاره تعیین‌کننده درخشندگی واقعی آن است (درخشندگی، مقدار کل نوری است که ستاره تابش می‌کند) عموماً این دو خاصه می‌توانند موقعیت ستاره در دوره زندگی خود را نیز نشان دهند (جوان، میان‌سال یا نزدیک به‌مرگ). با مقایسه درخشندگی و درخشندگی ظاهری ستاره در آسمان (قدر ظاهری) می‌توان به‌فاصله ستاره از زمین پی‌برد. همچنین به‌پیوست رده طیفی اصلی یک ستاره می‌توان با افزودن حروفی، خواص ویژه شیمیایی، گستردی جو، فعالیت‌های سطحی غیرمعمول، حرکت چرخشی سریع یا دیگر ویژگی‌های مخصوص را نشان داد.
همه رصدگران آسمان باید اطلاعات مختصری درباره رده‌های طیفی ستارگان داشته باشند.

 

کالبدشکافی نور ستاره
داستان را از سال ۱۸۰۲، یعنی زمانی آغاز می‌کنیم که دانشمند انگلیسی ویلیام ولستون، پرتویی از نور خورشید را ابتدا از شکافی باریک عبور داد و بعد آن را از منشوری گذراند. شکاف باریک سبب می‌شود که رنگین کمان آشنای ایجاد شده پس از گذر از منشور، بسیار واضح و عاری از تداخل‌های رنگی مرسوم باشد. ولستون با استفاده از این طیف نسبتاً دقیق متوجه خطوط تاریک باریکی با ضخامت‌های متفاوت در طیف خورشید شد. با گذشت زمان، تغییری در این خطوط تاریک مشاهده نشد و تقریباً در درون طیف ثابت ماندند. بعدها این خطوط را جوزف وان فرانهوفر دسته‌بندی و مشخص کرد. از این‌رو به‌ «خطوط فرانهوفر» معروف‌اند.
بعد از این تجربه خطوط طیفی مشابه با خطوط تاریک طیف خورشید در آزمایشگاه‌های فیزیک نیز به‌ثبت رسید، با استفاده از یک شکاف و منشور، دانشمندان دریافتند که وقتی ماده‌ای چه جامد، مایع یا حتی گاز چگال تا اندازه‌ای گرم شود که نور از خود منتشر کند، طیف نورِ تابیده شده آن پیوسته بدون خط است. در عوض یک گاز منبسط شده داغ فقط در یک رنگ خاص یا چند طول موج خاص نور می‌تاباند که به‌شکل خطوط روشن و باریکی در طیف گرفنه شده از آن نمایان می‌شوند (زمینه بقیه طیف تاریک است). اگر نمونه‌ای از همین گاز اما به‌صورت سرد را در راه نور یک چشمه تابان که طیفی پیوسته در تمام طول‌موج‌ها دارد قرار دهیم، در طیفِ پیوسته نورِ تابان، خطوط جذبی تاریکی (در همان طول موجی که خطوط نشری این گاز را دیدیم) ایجاد می‌کند.
در سال ۱۸۹۵ ماهیت این جریان مشخص شده بود، درواقع ما سطح نسبتاً چگال و داغ را از بین جوّ سرد و رقیق که بین راه تابش قرار گرفته مشاهده می‌کنیم و این را از خطوط تاریک طیف خورشید متوجه شدیم. آنها حاصل جذب نور سطح خورشید در جوّ آن هستند. درحقیقت دانشمندان موفق به‌بررسی خورشید در آزمایشگاه‌های روی زمین شدند. تمام عناصر با پیوندهای شیمیایی متفاوت و در دماهای متفاوت خطوط طیفی مخصوص به‌خود را دارند و این خطوط مانند اثر انگشت منحصربه‌فردند.
آنها نه‌فقط بیانگر اتم‌ها و ملکول‌های تشکیل دهنده مواد هستند، بلکه مشخص‌کننده شرایط فیزیکی موجود در آن محیط (ازجمله دمای محیط) نیز هستند.
هنگامی که منجمان این ابزار متشکل از منشور و شکاف (طیف‌سنج) را بر تلسکوپ خود سوار کردند موفق به‌مشاهده این خطوط طیفی در نور ستارگان نیز شدند و این یکی از باورنکردنی‌ترین پیشرفت‌های نجومی قرن نوزدهم بوده است. سال‌ها اخترشناسان بر این باور بودند که چگونگه تکامل و تشکیل ستاردگان، ورای ادراک بشر است. اما حالا ساختار خورشید و ستارگان فقط با مقایسه خطوط طیفی مشاهده شده در تلسکوپ با خطوط جذبی مشاهده شده در آزمایشگاه‌های روی زمین به‌دست می‌آیند. و بدین‌سان اخترفیزیک نوین متولد شد.

طبقه‌بندی طیف ستارگان

آنجلوسچی، نخستین شخصی بود که به‌صورت جِدّی دست به‌طبقه‌بندی طیف ستارگان زد. او که یک کشیش اخترشناس بود، در دهه ۱۸۶۰ با بررسی طیف صدها ستاره به‌صورت بصری از پشت تلسکوپی مجهز به‌طیف‌سنج، طیف ستارگان را در ۵ دسته اصلی قرار داد که با پُرنورترین ستاره در هر دسته شناخته می‌شدند. به‌عنوان مثال ستارگان یک دسته که دارای طیفی شبیه ستاره شباهنگ یا شِعرای یمانی بودند که مملو از خطوط جذبی مربوط به‌اتم‌های هیدروژن است، به‌نام رده شباهنگ نامگذاری می‌شدند. اما دسته‌بندی اصلی و پایه‌گذار رده‌های طیفی امروز در رصدخانه‌ دانشگاه‌ هاروارد انجام شده است. در سال ۱۸۸۶ ادوارد سی.‌پیکْرینگ که کارمند این رصدخانه بود با استفاده از عکاسی به‌دسته‌بندی طیف هزاران ستاره پرداخت. مجموعه‌ای از فعالان در رصدخانه هاروارد نیز او را یاری می‌کردند. دسته‌بندی آنها به‌این صورت بود که به‌ترتیب حروف از A تا G ستارگان را از ساده‌ترین طیف تا پیچیده‌ترین آنها دسته‌بندی می‌کردند. اما به‌زودی روش طبقه‌بندی طبیعی بهتری در بین این طیف‌ها آشکار شد. این گروه با ترکیب و آرایش دوباره رده‌بندی‌های پیشین متوجه شدند که می‌توان طیف‌های شبیه به‌هم را در یک رشته پیوسته قرار داد. هر رشته حاوی ستارگان با رنگ‌ها و دماهای مختلف‌اند که از ستارگان داغ آبی-‌سفید در انتهای این رشته تا ستارگان نارنجی- قرمز در طرف دیگر آن تشکیل می‌شوند. اما هنوز برای علامتگذاری دوباره حروف خیلی زود بود. وقتی تمام ابهامات برطرف شد، این طبقه‌بندی از داغ‌ترین ستاره تا سردترین به‌صورت

 

O B A F G K M
تدوین شد.
رده طیفی ستارگان آبی را «اولی» و ستارگان سردِ قرمز را «آخری» می‌نامیم. این اصطلاحات که برپایه یک تصور نادرست (ستارگان با روند ساده‌ای با گذر سرد می‌شوند و رنگشان از آبی تا سرخ تغییر می‌کند) استوار است. اما هنوز کاربرد دارد. هرکدام از این رده‌های طیفی می‌توانند به‌قسمت‌های کوچکتری تقسیم شوند، آنی‌جِی کانُن هر رده طیفی را به‌زیررده‌هایی از o تا ۹ تقسیم کرد. مثلاً طیفی که بین Go و Ko استاندارد قرار می‌گرفت را ۵G نامید.
با استفاده از این رَویِه، کانن سرپرستی رده‌بندی ۳۰۰ و ۳۲۵ طیف ثبت شده بر روی عکس‌های میدان دید باز را برعهده گرفت که نتیجه این دسته‌بندی فهرست هِنری دِریپِر (HD) و پیوسته فهرست او (HDE) بود که برای نخستین بار در سال ۱۹۱۸ به‌چاپ رسید و تاکنون نیز یکی از منابع اصلی باقی مانده است. هنری راسل برای به‌خاطر سپردن رده‌های طیفی، جمله راهنمایی را ارائه کرد که تمام حروف رده‌های طیفی در اول هریک از کلمات این جمله بودند:

“Ok Be A Fine Girl Kiss Me.”

انتخاب جمله یادآوری این طیف‌ها به‌دست شماست. مثلاً می‌توانید از جملة بداهه ساخته شده بابک امین‌تفرشی در کلاس‌های درس او استفاده کنید:

« او بیا ای فندق گِرد کوچک من! »

کشف اجرام بسیار کم‌نور و قرمز (از کوچکترین کوتوله‌های قرمز سرد گرفته تا کوتوله‌های قهوه‌ایی که در مرز ستاره و سیاره قرارمی‌گیرند) باعث شده است که اخیراً دو رده طیفی جدید بعد از حرف M در طبقه‌بندی طیفی ستارگان به‌کار گرفته شود.
از بین حروف باقی‌مانده به‌کار برده نشده در پارامترهای نجومی، حروف L و T برای این رده‌های طیفی انتخاب شدند (دلیل پیچیده و خاص دیگری هم برای این انتخاب وجود نداشت).

O B A F G K M L T

رده‌های طیفی دیگری نیز به‌طور موازی به‌رده‌های طیفی قدیمی اضافه شدند ولی نتوانستند خود را با رده‌بندی کلاسیک گفته شده تطبیق دهند.
به‌عنوان مثال رده طیفی لما برای ستارگان ولف-‌رایه (Wolf-Rayet) تقریباً مشابه آبی‌ترین و داغ‌ترین ستارگان رده O هستند، اما خطوط نشری بسیار قوی نیتروژن (WN) ، کربن و اکسیژن (WC) دارند یا هیچ‌کدام از این دو را ندارند که ستارگان (WR) را نمایان می‌سازند. خطوط نشری بیانگر وجود لایه‌ای ضخیم از گاز داغ در اطراف این‌گونه ستاره‌هاست. این‌طور به‌نظر می‌آید که ستاردگان رده لما، لیه هیدروژن اطراف خود را به‌خارج دمیده باشند و از این‌رو لایه‌های داغ مواد زیرین این ستارگان آشکار شده‌اند.
ستارگان بسیار پیر و غول سرخ انتهای رشته نیز مقدار زیادی کربن را در طیف خود نشان می‌دهند. آنها به‌ستاره‌های R و N معروف‌اند که دانشمندان گونه ادغام شده این دو را “C” می‌نامند.
ستاره‌های کربنی به‌علت سرخی بیش از حدّی که دارند، با یک نگاه کوتاه با تلسکوپ، قابل شناسایی‌اند. نمونه درخشان این‌گونه در آسمان پاییز ستاره ۱۹-حوت (TX -حوت) در شکل حلقه‌مانند یکی از دو شاخه صورت فلکی حوت با رده طیفی ۵C می‌درخشد.
خطوط جذبی بارز این گروه، خطوط روی هم افتاده مربوط به‌پیوندهای کربن ۲C ، CN وCH است که انتهای آبی طیف را تاریک می‌کنند. به‌بیان دیگر جوّ ستارگان کربنی همانند یک صافی قرمز عمل می‌کند. برعکس در بررسی طیف نشری آن(به‌جای جذبی) این نوار طیفی با خطوطی آبی‌رنگ شناسایی می‌شود. این ملکول‌ها (که باعث قرمزیِ رنگِ ستاره‌های کربنی می‌شود) در طیف جذبی دنباله‌دارها نیز وجود دارند که سبب درخشش طیف نشری دنباله‌دارها در رنگ آبی-‌سبز هستند. درواقع جوّ ستاره‌های رده C چنان از کوره گرمابخش مرکزی ستاره دور شده‌اند و دمایشان چنان کم شده که امکان پیوند بین اتم‌ها و ایجاد ملکول‌های خاص میسر شده است.
رده طیفی نادر S نیز معمولاً شامل غول‌های سرخ می‌شود. این گروه موازی رده طیفی M قرار می‌گیرد اما خطوط اکسید تیتانیومی که در ستاره‌های M مشاهده می‌شود را ندارند. به‌جای آن طیف این‌گونه دارای آثاری مربوط به‌اکسید زیرکونیم و اکسید لانتانیم هستند.
سیاره‌های احتمالی منظومه‌های S ستاره‌های با بادهای قوی ستاره‌ای متشکل از ترکیبات شیمیایی عجیب و غریبی روبه‌رو می‌شوند که سطح این کُرات را پوشیده از سنگ‌های آغشته به‌ترکیبات عنصر زیرکونیم می‌کند.

غول‌ها و کوتوله‌ها
ستاره‌های با رده طیفی مشابه نیز در همه موارد خطوط جذبی کاملاً مشابه یکدیگر ندارند. در بعضی از ستاره‌ها خطوط، باریک و واضح‌اند و در بعضی دیگر به‌علت عوامل مختلف، این خطوط پهن می‌شوند. در رأس این عوامل، تأثیر فشار جوّ ستاره است. تغییرات فشار در جوّ ستاره سبب تغییر شدت شعاع‌های خطوط حساس به‌فشار می‌شود. یادآور می‌شویم که فشار جوّی یک ستاره بیان‌کننده میزان گرانش در سطح آن است. بنابراین با درنظر گرفتن این عامل می‌توان اندازه ستاره را نیز تخمین زد. خطوط باریک نشان‌دهنده این هستند که ستاره موردنظر بسیار پهناور و بادکرده است و جوّ آن رقیق است و در فاصله نسبتاً زیادی از مرکز گرانش ستاره قرار گرفته است. در فهرست هنری دریپر رده‌های طیفی دارای پیشوندهایی چون d برای کوتوله‌ها (dwarf)، S برای غول‌ها و C برای اَبَرغول‌ها است.
این حروف هم‌اکنون نیز مورد استفاده قرار می‌گیرند، اما در سال ۱۹۴۱ این حروف را ویلیام مُرگان و فیلیپ کنان با علامت‌هایی که جزییات بیشتری از ستاره را بیان می‌کردند عوض کردند. این روش جدید (روش MK) با تغییراتی کم هنوز هم روش استاندارد طبقه‌بندی ستاره‌هاست. در این روش ستاره‌ها نسبت به‌درخشندگی‌شان با اعداد رومی علامتگذاری شده‌اند. به‌این صورت که شماره I برای اَبَرغول‌ها (معمولاً به‌ترتیب کم‌شدن درخشندگی کلی به‌چهار زیردستهO به‌ترتیب Iab, Ia, Ia و Ib تقسیم می‌شوند). II برای غول‌های درخشان، III برای غول‌های معمولی، IV برای غول‌های کوچک، V برای ستاره‌های متوسط و کوتوله‌های درون رشته اصلی (این گروه در تصویر پایین مشخص نشده‌اند) و نیز VI برای کوتوله‌های کوچک به‌کار می‌روند.
وقتی که این خصوصیات پشتِ سرِ هم و در نموداری کشیده شوند، نمودار حاصل، نمودار H-R یا هِرتْسْپرونگ-‌راسِل نامیده می‌شود. این نمودار از آغاز پیدایش خود یعنی در سال ۱۹۱۱ ابزار علمی بی‌مانندی در اخترفیزیک بوده است.
بیشتر ستاره‌ها باتوجه به‌جرم و سنّ‌شان در یک منطقه مشخص و رشته‌مانندی از نمودار H-R قرارمی‌گیرند. بیشتر ستارگان درست بعد از تولد، در رشته اصلی جای می‌‌گیرند. ستاره‌های این رشته وضعیت پایداری دارند و درخشندگی‌شان تغییرات شدیدی در بازه‌های کوتاه‌مدت ندارد. این دورانی است که ستاره بیشتر طول زندگی خود را در آن حالت سپری می‌کند. ستارگان پُرجرم در قسمت‌های آبی و داغ در رشته اصلی نور افشانی می‌کنند. این ستارگان سوخت هسته‌ای خود را فقط در چند میلیون سال آغاز حیات به‌پایان می‌رسانند. اما ستارگانی با جرم کمتر مانند ستارگان زرد، نارنجی، کوتوله‌های سرخ که در بخش پایین و سمت راست رشته اصلی قرار می‌گیرند میلیاردها سال طول می‌کشد تا این دوران زندگی خود را به‌پایان برسانند.
هنگامی که ذخیره هیدروژن هسته یک ستاره رو به‌تمام شدن می‌گذارد، ستاره از رشته اصلی خارج می‌شود و به‌قسمت بالای سمت راست نمودار یعنی محل غول‌های سرخ و اَبَرغول‌ها می‌رود. ستارگانی که آغاز تولد خود را با بیشتر از هشت برابر جرم خورشید شروع کرده‌اند، دوران تکامل خود را در مراحل پیچیده‌تری و در خارج از رشته‌های مختلف درون نمودار می‌گذرانند تا انرژی خود را به‌مصرف برسانند. این‌گونه ستارگان در پایان عمر خود به‌صورت اَبَرنواختر منفجر می‌شوند. غول‌هایی با جرم کمتر از این گروه در آخر عمر خود به‌طرف پایین سمت چپ نمودار حرکت می‌کنند و به‌کوتوله‌های سفید مبدل می‌شوند.
خورشید تا حدود ۸ میلیارد سال دیگر به‌این نقطه از جدول می‌رسد.

استثناها
طیف، این نوار جادویی حتی می‌تواند مطالبی بیش از آنچه گفته شد را نیز نمایان کند. حروف جدول زیر برای بیان حالات ویژه ستارگان در ادامه رده طیفی آنها استفاده می‌شوند. جدول زیر بخشی از این حروف را نشان می‌دهد:

برخی از کدهای طیفی ویژه عبارتند از :
Comp : طیف ترکیبی که دو رده طیفی در یکدیگر آمیخته شده‌اند و ممکن است نشانگر ستاره دوتایی طیفی باشد که از یکدیگر تفکیک نشده‌اند.
e : نشانگر خطوط نشری در طیف است (معمولاً مربوط به‌هیدروژن)

m :
دارای خطوط طیفی قوی غیرعادی فلزات (عناصر به‌غیر از هیدروژن و هلیم) است که برای ستاره‌ای که گونه طیفی آن مشخص شده است به‌کار می‌رود. این خاصه معمولاً در ستاره‌های رده طیفی A دیده می‌شود.
n : نشان‌دهنده خطوط جذبی پهن و محو که حاصل سرعت زیاد چرخش ستاره است.
nn : خطوط جذبی بسیار پهنی که حاصل سرعت بسیار زیاد چرخش ستاره است و طیف آن دیده می‌شود.
p : خاصیت ویژه غیرقابل تشخیص که معمولاً در مورد گونه طیفی A کاربرد دارد که به‌طور غیرعادی دارای خطوط قوی فلزات هستند (مربوط به‌ستارگان Am).
s : نشانگر خطوط بسیار باریک و واضح جذبی
sh : ستاره دارای پوسته است (ستاره‌های B تا F رشته اصلی که دارای خطوط نشری تابش شده از یک پوسته گازی خارجی‌اند).
Var : گونه طیفی متغیر
WL : خطوط ضعیف (ستاره‌های پیر و کم‌فلز)

می‌توان شناسه عناصری را که خطوط غیرعادی قوی در طیف ستاره ایجاد می‌کنند را نیز در ادامه رده طیفی اضافه کرد. برای مثال ستاره اپسیلون-دب‌اکبر ستاره‌ای از رده AoPIV:(CrEU) است که در آن خطوط قوی کرومیوم و یوروپیوم دیده می‌شود و نیز دو نقطه نشان دهنده عدم اطمینان در عدد رومی مربوط به‌درخشندگی آن یعنی IV است.
ریزه‌کاری‌های مربوط به‌تعیین دقیق رده طیفی در بین آماتورها چندان رواج ندارد. بعضی از رصدگران ادعا می‌کنند که قادر هستند رده طیفی ستارگان را با استفاده از مشاهده رنگ آنها در چشمی با دقت خوبی تعیین کنند. هرچند که رنگ عامل بسیار تعیین‌کننده در رده‌های طیفی اولیه (داغ‌تر) یعنی تا ۵K است (البته تا هنگامی که سرخی حاصل از غبار بینْ‌ستاره‌ای در آن اثر نداشته باشد). اما عامل رنگ در ستاره‌های گونه‌های طیفی K تا m چندان تعیین کننده نیستند. چون آنها همه سرخ‌اند.
مثلاً با مقایسه ته‌رنگ مربوط به اِبطُ‌الجوزا (ستاره درخشان شانه شکارچی) که از رده طیفی Iab۲M و دَبَران (ستاره پُرنور ثور) با رده طیفی III۵K، هیچ‌گاه نمی‌توان به‌صورت بصری این اختلاف را تشخیص داد. به‌علاوه کوتوله‌هایی با رده‌های طیفی G، K و M به‌سرخی غول‌ها و اَبَرغول‌های این رده نیستند. با کمی تقریب همیشه می‌توان ستاره‌های یک رده طیفی و یا نیمی از یک رده طیفی را با یکدیگر همرنگ به‌حساب آورد.
تفاوت بین طیف‌ها فراتر از تفاوت در ترکیبات شیمیایی واقعی ستاره است. ستاره رده طیفی A ممکن است به‌نظر آید که کاملاً از هیدروژن تشکیل شده است و نیز ستاره‌ای از رده طیفی K فقط دارای رد پایی از هیدروژن در بین خطوط فلزات باشد. ولی ستارگان A و K درواقع از یک ترکیب تشکیل شده‌اند.
تفاوت اتم‌ها و یون‌های متفاوت فقط در دماهای متفاوت در طیف این ستارگان آشکار می‌شود. حتی ستارگان کربنی نیز عمدتاً از هیدروژن و هلیوم ساخته شده‌اند. آمار مقدار واقعی هر عنصر را فقط در درون ستاره می‌توان اندازه‌گیری کرد. بسیار دشوار است که خطوط معین در یک طیف دیده شده را با طیف پیش‌بینی شده از آن که با نظریه‌های اتمی بسط داده شده است مقایسه کنیم.
در قرن بیستم بیشتر پژوهش‌ها مربوط به‌طیف مرئی ستارگان بود. اما دهه‌های اخیر با وارد شدن آشکارسازهای طول‌موج‌های غیرمرئی و دیگر پیشرفت‌های هیجان‌انگیز اخترشناسی توجه به‌طیف نورمرئی کم‌تر شده است. با این‌حال هنوز هم طیف‌سنجی نورمرئی سنگِ بنای اخترشناسی نوین به‌حساب می‌آید.

نوشته شده در یک شنبه 8 خرداد 1390برچسب:,ساعت توسط احسان|