Kis vaigyanik ne Stellar Spectra ki utpatti ka siddhant rakha?
किस वैज्ञानिक ने स्टेलर स्पेक्ट्रा का सिद्धांत रखा?
1814 में, जर्मन भौतिक (Physics) विज्ञानी जोसेफ फ्राउन्होफर (Joseph Fraunhofer ) ने देखा कि सूर्य का स्पेक्ट्रम रंगों की एक सतत पट्टी को पार करते हुए अंधेरे रेखाओं को दर्शाता है. 1860 के दशक में, अंग्रेजी खगोलविद (Astronomers) सर विलियम हगिन्स (Sir William Huggins) और लेडी मार्गरेट ह्यूगिन्स (Lady Margaret Huggins), पृथ्वी पर ज्ञात तत्वों के रूप में तारकीय स्पेक्ट्रा में कुछ पंक्तियों की पहचान करने में सफल रहे, जिससे पता चला कि सूर्य और ग्रहों में पाए जाने वाले समान रासायनिक तत्व सितारों में मौजूद हैं. तब से, खगोलविदों ने स्पेक्ट्रा प्राप्त करने और मापने के लिए सही प्रायोगिक तकनीकों के लिए कड़ी मेहनत की है, और उन्होंने स्पेक्ट्रा से जो सीखा जा सकता है उसकी एक सैद्धांतिक समझ विकसित की है. आज, स्पेक्ट्रोस्कोपिक विश्लेषण खगोलीय अनुसंधान में आधारशिला है.
Stellar Spectra kya hai? | स्टेलर स्पेक्ट्रा क्या है?
किसी स्टार के स्पेक्ट्रम में उसके तापमान, रासायनिक संरचना और आंतरिक प्रकाश के बारे में जानकारी होती है. स्पेक्ट्रोग्राम (Spectrograms) एक रेखाछिद्र स्पेक्ट्रोग्राफ के साथ सुरक्षित होते हैं जो क्रमिक तरंगदैर्ध्य पर तारे के प्रकाश में रेखाछिद्र की छवियों के अनुक्रम से मिलकर होते हैं. पर्याप्त वर्णक्रमीय रिज़ॉल्यूशन (या फैलाव) स्टार को एक करीबी बाइनरी सिस्टम का सदस्य होने के लिए, तेज़ी से रोटेशन में, या विस्तारित वातावरण के लिए दिखा सकता है. इसकी रासायनिक संरचना का मात्रात्मक निर्धारण तब संभव हो जाता है. स्टार के एक उच्च-रिज़ॉल्यूशन स्पेक्ट्रम का निरीक्षण एक मजबूत चुंबकीय क्षेत्र के सबूत को पेश कर सकता है.
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जब विभिन्न सितारों के स्पेक्ट्रा (Spectra) पहली बार देखे गए, तो खगोलविदों (Astronomers) ने पाया कि वे सभी समान नहीं थे. चूँकि तारों में मौजूद रासायनिक तत्वों द्वारा डार्क लाइनों का उत्पादन किया जाता है, इसलिए खगोलविदों ने पहले सोचा था कि स्पेक्ट्रा एक दूसरे से अलग हैं क्योंकि तारे सभी एक ही रासायनिक तत्वों से नहीं बने हैं. यह परिकल्पना गलत निकली. तारकीय स्पेक्ट्रा (Spectra) भिन्न होने का प्राथमिक कारण यह है कि तारों का तापमान अलग-अलग होता है. केवल सूर्य के समान कुछ ही अपवाद हैं.
1880 के दशक में, विलियमिना फ्लेमिंग (Williamina Fleming ) ने हाइड्रोजन अवशोषण लाइनों की ताकत के आधार पर तारों को वर्गीकृत करने के लिए एक प्रणाली तैयार की. सबसे मजबूत लाइनों के साथ स्पेक्ट्रा को "A" सितारों, उससे मजबूत "B" के रूप में वर्गीकृत किया गया था, और इसी प्रकार वर्णमाला "O" तक निचे आती है, जिसमें सितारों की हाइड्रोजन लाइनें बहुत कमजोर होती है. लेकिन तारों को वर्गीकृत करने के लिए अकेले हाइड्रोजन लाइनें एक अच्छा संकेतक नहीं हैं, क्योंकि जब सितारे बहुत गर्म या बहुत ठन्डे हो जाते हैं तब उनकी लाइनें दृश्य प्रकाश स्पेक्ट्रम से गायब हो जाती हैं.
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