لمعان (علم الفلك)

اللَمَعَان (ملاحظة 1) في علم الفلك، هو الكمية الإجمالية للطاقة المنبعثة من نجم أو مجرة أو أي جرم فلكي آخر لكل وحدة زمنية، أي الطاقة الكلية الصادرة في جميع الاتجاهات وتقاس بالواط.[1][2][3][4]

لمعان
صورة لمجرة NGC 4945 تظهر اللمعان الهائل للعناقيد النجوم المركزية القليلة، مما يشير إلى وجود نواة مجرية نشطة تقع في مركز المجرة.
معلومات عامة
الرموز الشائعة
نظام الوحدات الدولي
الاشتقاق من
كميات أخرى
التحليل البعدي

في الفلك

اللمعان أو السطوع 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) والبولومترية (وهي حساب الطاقة الحقيقية للنجم وهي «اللمعان» 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 اللمعان بوحدة الواط ولكن عادة ما يستخدم اللمعان الشمسي كمقياس لتسهيل حسابه ويُكتب: . ويبلغ اللمعان الشمسي 3.846×1026 واط وأيضا كثيرا ما يستخدم القدر المطلق كوحدة لقياسه.

إن اللمعان 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 لمعان النجم على كثافته. وقد قسم الفلكيون لمعان 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 لمعانًا. وهناك قدر سادس أخير حيث إن القدر "I" (بالأرقام الحديثة "1") ينقسم إلى قدرين.

أصناف اللمعان 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
المقالة الرئيسة: استضواء

في القياس الضوئي، يستخدم اللمعان 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.

المقالة الرئيسة: الفضاء اللوني ص ش ض

قد يشار أحيانا خطأ إلى ض في الفضاء اللوني ص ش ض على أنه اللمعان. 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.

المقالة الرئيسة: دالة ضيائية

الدالة الضيائية [5] (وتعرف أيضا بدالة الكفاءة 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 اللمعان

اللمعان في علم الفلك هو مقدار الطاقة الكهرومغناطيسية التي يشعها الجسم خلال كل وحدة زمنية[6]، يقاس اللمعان إما بالجول / ثانية، أو بالواط، أو مقارنةً باللمعان 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 سطوع النجم الكلي [7]، حددت الجمعية الدولية للأوزان والمقاييس اللمعان الشمسي برقم معين وذلك لتعزيز نشر قيم متسقة وقابلة للمقارنة في وحدات اللمعان الشمسي [8]، تستخدم وحدة «لمعان شمسي» عادةً بدلاً من الواط لسهولة استخدامها عوضاً عن صياغة أرقام كبيرة جداً لا تساعد القارئ على الفهم والتقدير، واللمعان الشمسي 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 لمعانه، إذ يتعرض ضياؤها لنوبات تغير بسيطة ومن ضمنها التغيرات الدورية التي تحدث كل 11 سنة بسبب ظهور البقع الشمسية واختفائها والتي تغير من درجة لمعان 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 اللمعان 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 اللمعان اعتماداً على أقل من 1% من ناتج الطاقة الإجمالي.[1][9]

اللمعان النجمي

يمكن تحديد لمعان 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 لمعان 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 اللمعان يتناسب مع درجة الحرارة، فإن التباين الكبير في درجات الحرارة النجمية ينتج عنه تباين أكبر في اللمعان النجمي، ونظراً لأن اللمعان 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 اللمعان 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 ذنب الدجاجة ومنكب الجوزاء ستكون في الجزء العلوي الأيمن.

اللمعان الراديوي

يتم قياس لمعان 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 اللمعان 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 اللمعان بالحجم

اللمعان 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 لمعان النجم أو أي جرم فلكي آخر ولكنَّه ينخفض كلما زادت المسافة بالإضافة لوجود انخفاض إضافي في اللمعان 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 لمعان 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 باللمعان المرئي المرصود، ويكون الحجم الظاهر هو اللمعان المرئي المرصود من الأرض والذي يعتمد على بعد هذا النجم.

هوامش

مراجع
  1. Nieva, M.-F (2013)، "Temperature, gravity, and bolometric correction scales for non-supergiant OB stars"، Astronomy & Astrophysics، 550: A26، arXiv:1212.0928، Bibcode:2013A&A...550A..26N، 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، arXiv:1510.07674، Bibcode:2015arXiv151007674M. {{استشهاد بدورية محكمة}}: Cite journal requires |journal= (مساعدة)، الوسيط غير المعروف |class= تم تجاهله (مساعدة)
  4. Hopkins, Jeanne (1980)، Glossary of Astronomy and Astrophysics (ط. 2nd)، The University of Chicago Press، ISBN 0-226-35171-8.
  5. وفقا لمعجم المصطلحات العلمية والفنية والهندسية الجديد
  6. "Luminosity of Stars"، Australia Telescope National Facility، 12 يوليو 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:1510.07674 [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، arXiv:1002.1972، Bibcode:2010MNRAS.403.1592B، doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16223.x.
  10. Joshua E. Barnes (18 فبراير 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، 02 نوفمبر 2010، مؤرشف من الأصل في 1 أغسطس 2018، اطلع عليه بتاريخ 02 يوليو 2012.
  12. "معجم مصطلحات الفيزياء"، دمشق (باللغة العربية والإنجليزية)، مجمع اللغة العربية بدمشق، : 267 و268، 2015، ويكي بيانات Q113016239.
  13. منير البعلبكي؛ رمزي البعلبكي (2008)، المورد الحديث (باللغة العربية والإنجليزية) (ط. 1)، بيروت: دار العلم للملايين، ص. 685، ISBN 978-9953-63-541-5، OCLC 405515532، ويكي بيانات Q112315598.
  • بوابة الفضاء
  • بوابة المجموعة الشمسية
  • بوابة رحلات فضائية
  • بوابة علم الفلك
  • بوابة نجوم
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.