مطالب علمی

حرکت خاص یک ستاره، یعنی آهنگ تغییر موضع ستاره در آسمان، بر حسب ثانیه قوس در سال اندازه گیری    می شود. تغییرات بسیاری از ستارگان چندان ناچیز است که برای اندازه گیری این تغییرات باید سالها از آنها عکسبرداری کرد .ستارۀ بارنارد حداکثر حرکت خاص مشاهده شده را دارد که برابر است با 25 ر 10 ثانیه قوس در سال. این ستاره حرکت خاص بیشتری را نشان می دهد، زیرا دومین ستارۀ نزدیک به خورشید است .

اگر گروهی از ستارگان، مثلاً ستارگانی که در محدودۀ 100 پارسک از خورشیدند، انتخاب کنیم، می توانیم از سرعت آنها میانگین بگیریم و به سرعت کلی ( سرعت و جهت ) دست یابیم که معرف حرکت کل آن گروه از ستارگان باشد. گروه ستارگان محلی ( در محدودۀ  100پارسک از خورشید )، سرعت و جهت کلی واحدی دارند که آن را استاندارد محلی سکون می نامیم. وقتی سرعت ستاره ای را نسبت به استاندارد محلی سکون مشخص      می کنیم، این کمیت را سرعت خاص آن ستاره می گویند. هر ستاره ای که سرعت و جهت حرکتش با سرعت و حرکت گروه محلی یکی باشد، سرعت خاص آن صفر است .سرعت فضایی خورشید تقریباً 20 کیلومتر بر ثانیه به سمت ستارۀ درخشان نسر واقع است .

چون ستارگان در فواصل بسیار متفاوتی از ما واقع شده اند، خطای واضحی خواهد بودکه قدر های ظاهری آنها را نشان دهندۀ درخشندگی واقعی آنها بدانیم. همۀ ما به تجربه می دانیم که وقتی از منبع نور دور می شویم به نظرمان می رسد که درخشندگی آن کاهش یافته است. فاصله عامل مهمی در تعیین درخشندگی ظاهری یک ستاره ( در مقایسه  با درخشندگی واقعی آن ) است. برای آنکه همۀ ستارگان را بر مبنای یکسان مقایسه کنیم، در ذهن خود همۀ آنها را به فاصلۀ 10 پارسک می بریم و قدر آنها را آن طور، که از این فاصله دیده می شود تعیین می کنیم. بنابراین تعریف قدر ظاهری یک ستاره، اگر در فاصلۀ 10 پارسک از خورشید باشد، قدر مطلق آن ستاره گفته می شود. (10 پارسک برابر است با 25/3 سال نوری )

ستارگان در گسترۀ وسیعی از طول موجها انرژی گسیل می کنند. اگر انرژی کل گسیلیده در همۀ طول موجها را در نظر بگیریم، آن را قدر تابش سنجی ستاره می نامیم. اما، اخترشناس معمولاًمی تواند قدر یک ستاره را فقط در گسترۀ محدودی از طول موجها اندازه گیری کند. وقتی نور از ستارۀ دوری در فضا سیر می کند، ممکن است با ابرهای غباری برخورد کند که در نتیجه رنگ ظاهری آن تغییر می کند و به رنگ قرمز متمایل می شود. چون شاخص رنگ فقط این رنگ ظاهری را مشخص می کند، باید در جستجوی وسیلۀ مطمئنتری برای ارزیابی رنگ واقعی و دمای سطح واقعی ستاره باشیم . طیف ستاره آگاهی بیشتری در این باره به ما می دهد، زیرا بعضی از خطوط طیفی در دماهای معینی با چنان وضوح بسیاری آشکار می شوند که در دماهای دیگر چندان آشکار نیست.

دانستیم که فایدۀ روش اختلاف منظر خورشید مرکزی برای اندازه گیری فاصلۀ  ستاره، به ستارگان نزدیک محدود می شود. اما روشی که به اختلاف منظر طیفی معروف است، فقط به توانایی آشکار سازی طیف یک ستاره و اندازه گیری قدر ظاهری آن ستاره محدود می شود.

خورشید تنها ستاره ای است که می توانیم اندازۀ آن را به آسانی تعیین کنیم. ستارگان به طور کلی چندان از ما دورند که حتی نزدیکترینشان، یعنی آلفاقنطورس، را فقط به صورت یک نقطۀ نورانی می بینیم. از سوی دیگر، تصویر ستارگان روی صفحۀ عکاسی به شکل قرصهایی مه آلود ظاهر می شوند. این تصاویر نمایانگر اندازۀ واقعی ستارگان نیستند، بلکه حاصل آشوبهای موجود در جو زمین اند. یکی از روشهای بسیار مؤثر برای تعیین ابعاد بسیاری از ستارگان که هم بزرگ و هم نسبتاً نزدیک اند، روش تداخل سنجی لکه ای است. به کمک این روش می توان براثر واپیچش جو متلاطم زمین فائق آمد.

دیدیم که ستارگان از لحاظ اندازه، دمای سطح، رنگ و درخشندگی بسیار متفاوت و متنوع اند. اما این امر گسترۀ کامل تنوع آنها را توضیح نمی دهد، زیرا ما فقط به ستارگانی که نور مرئی گسیل می کنند توجه داشته ایم. در واقع کل بحث خود را حول جزء بسیار باریکی از طیف الکترومغناطیسی متمرکز کرده ایم . شاید از اینکه بدانید بیش از نصف تعداد بسیار زیاد ستارگان موجود در کهکشان راه شیری را نمی توان با استفاده از نور مرئی آشکار سازی کرد، تعجب کنید.