تلسکوپ فضایی هابل در تصویر جدید خود، دو قرص غبار را بر گرد ستاره بتا حجار آشکار کرد. این تصویر، گمانه‌زنی‌های ده ساله اخترشناسان را تایید کرد که پیچ‌وتاب موجود در قرص غبار اطراف این ستاره، احتمالا حلقه غبار دیگری است که با قرص اصلی زاویه دارد. با این یافته، اخترشناسان احتمال می‌دهند که حداقل یک سیاره مشتری‌مانند در اطراف این ستاره وجود داشته باشد
اگر در نور مریی به ستاره بتا حجار نگاه کنیم، اثری از این قرص‌های غبارآلود نمی‌بینیم؛ زیرا غبار نور ستاره را بازتاب می‌کند و درخشندگیش بسیار کم‌تر از درخشندگی خود ستاره است. اما می‌توان با استفاده از تاج‌نگار دوربین پیشرفته نقشه‌برداری هابل، ACS، کسوفی مصنوعی ایجاد کرد، نور ستاره مرکزی را حذف کرد و ساختارهای کم‌نور اطراف آن را آشکار ساخت. تصویر دوربین ACS به وضوح، قرص غبار دومی را نشان می‌دهد که چهار درجه از قرص اصلی منحرف شده است. گستردگی این قرص ?? میلیارد کیلومتر اندازه‌گیری شده است، اما به نظر می‌رسد تا فاصله دورتری نیز امتداد یافته باشد.
دیوید گولیمووسکی، اخترفیزیک‌دان دانشگاه جانزهاپکینز در توضیح این عکس می‌گوید: تصاویر هابل به‌وضوح نشان می‌دهد آن‌چه پیش از این پیچ‌وتاب قرص اصلی شناسایی شده بود، حلقه‌ای از غبار است و این، دلیلی است بر این‌که سیارات الزاما در یک صفحه تشکیل نمی‌شوند. البته دانشمندان چنین حدسی را مطرح کرده بودند، زیرا در منظومه شمسی خودمان هم تمام سیارات در یک صفحه قرار نگرفته‌اند و صفحه‌های مداری آنها نسبت به مدار زمین، چند درجه‌ای اختلاف دارد. شاید این رویه معمول ستارگان در سال‌های تکوین منظومه‌های ستاره‌ای خود باشد که بیش از یک قرص غبار در اطراف خود تشکیل دهند.
دانشمندان مدل‌های مختلفی را برای توضیح قرص دوم پیشنهاد کرده‌اند، اما بهترین آنها وجود سیاره‌ای سنگین است که در مدار قرص دوم گردش می‌کند و گرد و غبار را از قرص اول جذب و در مدار خود پراکنده می‌کند. دیوید مویلت و ژان چارلز آوگرو، کارشناسان رصدخانه گرنوبل فرانسه در شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای نشان داده‌اند سیاره‌ای بیست برابر پرجرم‌تر از مشتری ، در مداری مایل با ابر اول حرکت می‌کند، تکه‌های کوچک سنگ و یخ را با گرانش شدید خود جذب می‌کند، آنها را به دنبال خود می‌کشد و در مداری هم‌جهت با حرکت خود پراکنده می‌کند. این تکه‌های کوچک که ریزسیاره نام دارند، با هم برخورد می‌کنند و درنهایت قرص ماده جدیدی را تشکیل می‌دهند که هابل در تصویر خود نشان داده است.
اما چرا این مدل بهتر است؟ گولیمووسکی توضیح می‌دهد: عمر واقعی دانه‌های غبار نسبتا کوتاه است و بیش از چندصدهزار سال نیست. اما در تصویر هابل، این دانه‌های غبار در اطراف ستاره‌ای به عمر ده تا بیست میلیون سال درگردشند. تنها توجیه این پدیده، این است که برخورهای بین ریزسیاره‌ها، غبار جدیدی تولید می‌کند و ذخیره قرص غبار تجدید می‌شود.
فرضیه سیاره سنگین هنوز کامل نیست و ابهام‌هایی در آن به‌چشم می‌خورد، مثلا این‌که چرا این سیاره احتمالی در مداری مایل قرار گرفته است. شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای نشان می‌دهد سیارات آغازین که در صفحه‌ای بسیار نازک تشکیل می‌شوند، می‌توانند بر اثر اختلالات گرانشی در مدارهایی پراکنده شوند که نسبت به صفحه اصلی مایل باشد.
ستاره بتا حجار، دومین ستاره درخشان صورت فلکی حجار در نیم‌کره جنوبی آسمان است و با آن‌که از خورشید بسیار جوان‌تر است، اما دو برابر از آن سنگین‌تر است و نه بار درخشان‌تر. این ستاره نخستین‌بار بیست سال پیش مورد توجه قرار گرفت، زمانی‌که ماهواره فروسرخ MIAS تابش‌های فروسرخ بیش‌ از اندازه‌ای را از این ستاره ثبت کرد. اخترشناسان این تابش اضافی را به وجود یک قرص غبار گرم در اطراف ستاره تعبیر کردند. در سال ????، رصدخانه‌های زمینی تصاویری را از این ستاره تهیه کردند و با تایید وجود قرص غبار، نشان دادند که این قرص از لبه دیده می‌شود. در سال ????، تلسکوپ فضایی هابل این ستاره را با دوربین زاویه‌باز و سیاره‌ای? (WFPC?) رصد کرد و پیچ‌وتاب آشکاری را در قرص غبار نشان داد. داده‌های طیف‌نگار تصویربردار هابل (STIS) در سال ???? نیز وجود این پیچ‌وتاب را تایید کرد.
رصدخانه کک در سال ????، تصاویر فروسرخی را از ستاره بتا حجار تهیه کرد و نشان داد در اطراف این ستاره، قرص داخلی کوچک‌تری نیز در ابعاد منظومه شمسی وجود دارد که تمایلش در جهت مخالف قرص تازه‌ کشف‌شده است. چنین قرصی در تصویر جدید هابل دیده نمی‌شود، زیرا نقاب پوشاننده تاج‌نگار، آن بخش از اطراف ستاره را پوشانده است. با این حال اگر این قرص کوچک‌تر وجود داشته باشد، ارتباطی به حلقه تازه کشف‌شده ندارد، زیرا جهت‌گیریشان متفاوت است؛ اما هر دوی این حلقه‌های غبار می‌توانند شواهدی بر وجود یک یا دو سیاره ( و شاید بیشتر) در این منظومه ستاره‌ای باشد

ر کامپیوترهای پیشرفته برنامه ی فوق العاده ای برای شبیه سازی جت های انرژی که از سیاهچاله ها فوران می کنند را دارا هستند . بیشتر این اجرام عجیب ترین و قدرتمندترین اجسام در جهان هستند .


این پژوهش به ما کمک می کند تا راز چرخش سیاهچاله ها را بگشائیم و هم چنین در تأیید این نظریه که این اجسام توان خروجی دارند به ما کمک می کنند . این مطالب توسط دکتر دیوید مایر که یک متخصص فیزیک نجومی درJPL است گفته شده است . این مؤسسه در کالیفرنیا واقع شده است . سرپرست این تیم تحقیقاتی دکتر شینجی کاید از دانشگاه تویوما ژاپن است .

سیاهچاله ها اجرامی فوق العاده چگال و قدرتمند هستند و هیچ چیز حتی نور قادر به گریز از میدان آنها نیست

یک سیاهچاله ماده و ستاره هایی را که به محدوده ی آن نزدیک شده است به طور حریصانه ای می بلعد . این اجرام زمانی پدید می آیند که ستاره ای در خود فروریزد و بمیرد . راه دیگر پدید آمدن آنها این است که ستاره ها و سیاهچاله در مرکز کهکشانی همانند راه شیری در یکدیگر فروریزند . سیاهچاله ای بزرگ پدید آورند . هر دو نوع این سیاهچاله ها می توانند با سرعت بسیار زیاد بچرخند و به همراه خودشان فضای اطرافشان را بکشند . زمانی که ماده ی بیشتری در سیاهچاله فرومی افتد کشش آن سرعت می گیرد . ستاره شناسان مدرک محکمی مبنی بر وجود آنها دارند ، آنها از روی جت های پس زده شده و یا امواج رادیویی مانند X این اجرام شناسایی می کنند . هرچند آنها نمی توانند به طور مستقیم آنها را مشاهده کنند . مایر در ادامه نتایج خود افزود : ما نمی توانیم به سیاهچاله ها سفر کنیم و همچنین نمی توانیم نمونه ی آنها را در آزمایشگاه بسازیم ؛ بنابراین ما از ابر کامپیوتر ها استفاده می کنیم ، این شبیه سازی همانند پیشگویی وضع هوا است ، در این حالت انیمیشن های کامپیوتری آفریده می شوند که وضعیت حرکت هوا را پیشگویی می کنند . این پیش بینی ها مبنی بر داده های ماهواره ها و اطلاعات ما از آتمسفر زمین و همچنین گرانش زمین و اثر آن مشخص می شود . در بیشتر اوقات دانشمندان داده ها را در زمینه ی چرخش پلاسما در سیاهچاله با اطلاعات در زمینه میدان گرانشی و میدان مغناطیسی و اثر آنها ترکیب می کنند . دکتر کاید گفت ما نمونه ای از چرخش سیاهچاله ها را با پلاسمای مغناطیسی فروافتاده در آن در دست داریم ، در نمونه شبیه سازی شده توسط ما میدان مغناطیسی انرژی حاصل از چرخش سیاهچاله را مهار می کند . در این مورد جت های خالص انرژی الکترومغناطیسی بیرون رانده شده است که مکان خروج قسمت بالایی قطب های شمال و جنوب سیاهچاله هستند . قدرت اینها برابر توان خورشید در ده میلیارد و سپس جمع یک میلیون با آنها است . پدیده جت توسط پروفسور راجر بلن فورد از مؤسسه تکنولوژی کالیفرنیا و همکارش رومان ازمجیک در دهه ی 1970 پیش بینی شد . کامپیوترهای جدید این پدیده را تأیید می کنند . دانشمندان بر این عقیده بودند که سیاهچاله های بزرگ که جرمی در حدود یک یا چندین میلیارد برابر خورشید دارند این جت را ساطع می کنند . در دهه ی 1990 این مطلب نیز روشن شد که بسیاری از سیاهچاله های کوچک واقع در سیستم های دوتایی نیز این گونه جت ها را پس می زنند . تیم این عملیات علاوه بر مایر و کاید کسانی از جمله دکتر کینوزری شیباتا از دانشگاه کیوتو و دکتر تاکاهیرو کیودا از رصدخانه نجومی مینیکا بودند .

به نظر شما پیرترین ستاره جهان چندساله است؟ به تازگی یک گروه بین المللی از ستاره شناسان به سرپرستی آنا فربل از دانشگاه تگزاس در رصدخانه آستین مک دونالد، سن یک ستاره پیر را در کهکشان راه شیری ما ارزیابی کرده اند. به گفته این پژوهشگران سن این ستاره 2/13 میلیارد سال است که به راستی غیرطبیعی است. این اندازه گیری حد پایین تری را برای سن جهان ارائه می دهد و به ما کمک می کند تا از تاریخ شیمیایی کهکشان مان سردرآوریم.این گروه از فنون تاریخ سنجی واپاشی رادیواکتیو برای یافتن سن این ستاره با نام HE1523-0901 استفاده کردند. سن این ستاره بسیار نزدیک به عدد 7/13 میلیارد سال یعنی سن کل جهان است. فربل در این مورد می گوید؛ «این ستاره مدت کوتاهی پس از انفجار بزرگ متولد شده است.» وی می گوید؛ «نکته جالب آن است که به زحمت می توان سن یک ستاره را برآورد کرد، هرچند که می توانیم دریابیم آن ستاره هایی که به لحاظ شیمیایی پیر هستند، باید سن زیادی داشته باشند.»
چنین ستارگانی باید چندین نسل پیش از دیگر ستارگان (که کهکشان ما انباشته از آنهاست) متولد شده باشند.اخترشناسان تنها می توانند سن آن دسته از ستارگان پیر بسیار نایابی را به دقت برآورد کنند که دارای مقدار زیادی از انواع عنصرهای شیمیایی خاص و از جمله عنصرهای رادیواکتیو همانند توریم و اورانیوم باشند.همانند باستان شناسان که از کربن 14 و دیگر عنصرها برای تاریخ سنجی سنگواره های هزاران ساله زمین استفاده می کنند اخترشناسان نیز از عنصرهای رادیواکتیو موجود در ستارگان برای تعیین سن آنها کمک می گیرند، هرچند که در این مورد سن ستارگان به میلیون ها یا میلیاردها سال می رسد.فربل در این مورد می گوید؛ «شمار بسیار کمی از ستاره ها عنصرهای رادیواکتیو دارند، من به دنبال زیرگروه بسیار نادری از این گروه نایاب هستم. من به راستی به دنبال سوزنی در انبار کاه هستم.»فربل با استفاده از طیف نگار یکی از چهار تلسکوپ 2/8 متری مجموعه «تلسکوپ بسیار بزرگ» در رصدخانه جنوبی اروپا در شیلی اندازه گیری های بسیار دشواری را در مورد مقدار اورانیوم ستاره HE1523-0901 انجام داد. وی می گوید؛ «این ستاره تاکنون بهترین موردی است که تاریخ سنجی اورانیوم برای آن انجام شده است» و توضیح می دهد در حالی که اورانیوم پیش از این در دو ستاره دیگر نیز یافت شده است، فقط در یک مورد می توان سن دقیق ستاره را به این روش به دست آورد.HE1523-0901 توریم نیز دارد که یک عنصر رادیواکتیو دیگر است و برای تاریخ سنجی ستارگان به کار می آید. به گفته فربل، اورانیوم که نیمه عمرش 5/4 میلیارد سال است، نسبت به توریم ساعت بهتری است. نیمه عمر توریم 14 میلیارد سال است که در حقیقت این نیمه عمر از سن جهان نیز بیشتر است.اما اخترشناسان برای ارزیابی سن یک ستاره به جز عنصرهای رادیواکتیو همانند اورانیوم و توریم، به عنصرهای دیگری نیز نیاز دارند. فربل می گوید؛ «برای هر عنصر رادیواکتیو باید از یک عنصر دیگر موجود در ستاره به عنوان شاهد استفاده کرد. از آنجایی که وی چندین عنصر شاهد از این نوع را در ستاره یادشده یافت، توانست سن ستاره را به دقت تعیین کند. در این مورد یوروپیم، اسمیم و ایریدیم عنصرهای شاهد بودند. فربل توانست با ترکیب دو عنصر رادیواکتیو و سه عنصر شاهد یافت شده در یک ستاره از شش «ساعت کیهانی» استفاده کند. وی می گوید؛ «تاکنون برای هیچ ستاره دیگری بیش از یک ساعت کیهانی به کار نرفته بود. اما ما به یک باره با شش ساعت کیهانی در یک ستاره مواجه هستیم.»فربل و همکارانش با استفاده از این یافته های جدید می توانند به سرنخ های تازه ای در مورد ایجاد و تکامل عنصرهای شیمیایی در زمان بسیار کوتاهی پس از انفجار بزرگ بپردازند. این مشاهدات همچنین می تواند اطلاعات تجربی جدید و مهمی ارائه دهد. به گفته فربل؛ «ستارگانی همانند این ستاره آزمایشگاه های کیهانی ایده آلی برای بررسی سنتز هسته ای خواهند بود.»

اغلب ما از تعداد زیاد ماهواره هایی که یکی دو ساعت بعد از غروب خورشید و یا پیش از طلوع آن دیده می شوند مطلعیم. امروزه از میان تقریباً 8000 ماهواره در حال گردش به دور زمین تعداد 400 عدد از آنها با چشم غیر مسلح قابل رؤیت هستند. شاتل های فضایی آمریکا معمولاً پرنورتر (به روشنی مشتری در قدر 5/2- ) هستند . اما آنها همیشه در حال گردش نیستند. بسیاری از ماهواره هایی که دیده می شوند مراحل پایانی مأموریت خود را طی می کنند. آنها در حال دورانند و در نتیجه درخشندگیشان با تغییر مقطع عرضی قابل رؤیت آنها تغییر می کند. گهگاهی شاهد درخشندگی های پرنورتری هستیم که حاصل انعکاس نور خورشید از یک سطح آینه مانند (مثل صفحات خورشیدی یک ماهواره ) است. محاسبات نشان می دهند که یک متر مربع از یک سطح آینه ای شده در فاصله 1000 کیلومتر باید شبیه ستاره ای با قدر 7- به نظر برسد. وقایعی که بدانها اشاره شد غیر قابل پیش بینی هستند زیرا موقعیت دقیق ماهواره و یا صفحات خورشیدی به دلایلی مختلف (امنیتی و غیره) افشا نمی شود. اما این وضعیت با پرتاب ماهواره هایی توسط شرکت ایریدیوم که عملیات آماده سازی آنها در ژوئن سال 1998 به پایان رسید دگرگون شده است . پس از آنکه این ماهواره ها درخشش های بسیار پرنوری (در حد قدر 8-) در نقاط مختلف آسمان ایجاد کردند، به زودی مورد توجه راصدان آماتور قرار گرفتند





سیستم ماهواره ای ایریدیوم متشکل از 66 ماهواره فعال و 11 عدد ماهواره غیر فعال یدکی است که همگی در مدار های پایینی (در حدود 780Km)به دور زمین می چرخند. آنها برای پشتیبانی از سیستم تلفن های همراه در سطوح حرفه ای و صنعتی استفاده می شوند و قادرند هر تلفن همراه در سراسر دنیا را که از سیستم ایریدیوم استفاده می کند به هر نقطه دیگری متصل کنند. پوشش این نوع ماهواره ها به قدری کامل است که نقاطی با نام نقاط کور که در آن نتوان سیگنالی را دریافت و یا ارسال کرد وجود ندارد. این سیستم بدین دلیل ایریدیوم خوانده می شود که عنصر ایریدیوم در جدول تناوبی دارای عدد اتمی به شماره تعداد ماهواره های موجود در این سیستم است. هر سیستم ایریدیوم مجهز به سه آنتن آلومینیومی براق است که بازتابنده بسیار قوی نور خورشید هستند . هنگامی که در وضعیتی مناسب نور خورشید از روی یکی از آنتن ها به سطح زمین میرسد ، به دلیل مشخص بودن مسیرهای مداری و جهت ماهواره پیش بینی اینکه انعکاس نور خورشید به کدام نقطه زمین برمی خورد امکان پذیر است .

اگر شما در چنین مکانی ایستاده باشید و به طرف ماهواره نگاه کنید یک نقطه ستاره مانند متحرک با نور ضعیف را خواهید دید که نورش ناگهان به شکل یک درخشش تابناک در می آید. اینچنین درخششی می تواند تا 30 مرتبه نورانی تر از سیاره ای همچون زهره باشد که بغیر از ماه و خورشید پرنور ترین شیء موجود در آسمان است. اینکه نورانیت این درخشش تا چه اندازه ای خواهد بود به موقعیت شما نسبت به مرکز بازتابش بستگی دارد. شما میتوانید برای دانستن آنکه چه موقع و کجا به آسمان نگاه کنید تا یک درخشش ایریدیوم را مشاهده نمایید به جداول موجود در بخش ایریدیوم وب سایت مراجعه کنید. از آنجایی که تعداد زیادی ماهواره در سیستم ایریدیوم وجود دارند و هر کدام از ماهواره ها هم دارای سه آنتن بازتابنده هستند، اینچنین تابش هایی بسیار متداول است. به طور معمول در یک هفته می توانیم انتظار داشته باشیم که به طور متوسط شاهد 6 درخشش و یا بیشتر باشیم که غالباً در صبح زود و یا اول غروب روی می دهند. شاید این موضوع برای شما جالب باشد که معمولاً غالب این درخشش ها در اول صبح و غروب و نه در نیمه شب اتفاق می افتند. دلیلش این واقعیت است که ماهواره ها تنها هنگامی می درخشند که در داخل سایه زمین واقع نشوند. بنابراین خورشید نباید به مقدار زیادی زیر سطح افق باشد. بعضی از این تابش ها می توانند بقدری درخشان شوند که حتی در روشنایی روز هم قابل مشاهده باشند. این درخشش ها در هر جای زمین بین 5 تا 20 ثانیه طول می کشند. اما شما قادرید که این ماهواره ها را قبل از درخشششان پیدا کنید و تا مدتی بعد از درخشش هم ردیابی کنید. بنابراین کل زمان مشاهدات شما می تواند تا یک دقیقه هم طول بکشد. نورانیت درخشان ترین آنها می تواند بسیار شگفت انگیز باشد .در موارد نادری مشاهده شده که برخی از آنها از اجسام اطراف روی زمین سایه انداخته اند. حتی بعضی ها مدعی شده اند که در شب می توانستند زیر نور آنها روزنامه بخوانند.

هر شی در نجوم بوسیله تابش الکترو مغناطیسی مشاهده می شود بنابر این توجه به برخی از مبانی فیزیک درباره تابش وجذب لازم است .تابش الکترو مغناطیسی فقط یک موج متحرک در میدان مغناطیسی و الکتریکی است که در معادلات ماکسول به هم مربوط می شوند.موج الکترو مغناطیسی باسرعت نور منتشر می شود. C=2.998*108
حاصل ضرب طول موج و فرکانس برابر سرعت نور است.
C=F*g
که به صورت سنتی طیف سنجها طول موج را اندازه گیری می کنند.
با وسائل جدید تمام محدوده طیف قابل مشاهده است. تعدادی ازطول موجهایی که فقط می توانند در بالای جو اندازه گیری شوند؛درفنآوری ماهواره ای به کارمی روند.

تابش نور به چندطریق صورت می گیرد:
1-فرآیند پهن شدگی (فرآیند گرما یونی )-تابش جسم سیاه. 2-تابش خطی .
3-تابش سینکروترون ناشی از بارهای الکتریکی شتابدار.
ما درباره’ مورد اول بحث خواهیم کرد
تابش جسم سیاه:

جسم گرم در دمای مشخص T گستره پهنی از امواج الکترو مغناطیس تابش می کندو جسم گرمتر آبی تر تابش میکند .
برای مثال داخل زمین یک مخزن نور است که مانند یک باطری ضعیف شده کم نورتر وقرمزتر است . این مسئله در ابتدای قرن بیستم در فیزیک کلاسیک حل شده ویکی از موفقیتهای مکانیک کوانتومی شکل گرفته بود.
طیف تابش گسیل یافته برای فیزیک کلاسیک یک مشکل بزرگ بود .
استفان و بولتزمن کشف کردند که تمام گرمای تابش شده بوسیله سطح جسمی با مساحت A و دمایT برابر است با:
Q=AsT4 s =5.67*108
شدت تابش درواحد حجم که تابع طول موج است ،اندازه گیری شد. موقعیت ماکزیمم ناگهانی در طیف ،توسط قانون جابجایی وینز ((Wiens تشریح شد و مکان بیشترین شدت در طول موج
-3^10*2.9 که در آن Tدر مقیاس کلوین است.
بنابرا ین طول موج تابش گسیل یافته، نظریه تابشی جسم را ارائه می دهد.
تلاشهای رایلی (Rayleigh)برای توضیح مشاهدات از نظر کلاسیکی نا موفق بود .او محاسباتی انجام داد با این فرض که موجها درون کاواک قرار بگیرند وتابش گریزی از سوراخ کوچکی در دیواره کاواک را بدست آورد.فقط طول موجهایی مجازبودند که دقیقا موج بر دیواره کاواک قرار می گرفت (دیواره’ کاواک مکان گره ها بود).
رایلی فرض کرد که هر گونه طول موج دارای انرژی KT است( K ثابت بولتزمن است).محاسبات پش بینی می کرد که در دمای T تابندگی (شدت تابش ) به طول موج وابسته است.
I(l)= T/landa^4
فرض بالا یک مشکل دارد؛وقتی طول موج صفر می شود شدت بینهایت می گرددواین مساله به عنوان فاجعه فرابنفش شناخته شد.
در سال 1900م.پلانگ این مشکل را با گسسته فرض کردن تابش الکترو مغناطیسی حل کرد.او فرض کرد که تابش بوسیله نوسانگرهای الکترو مغناطیسی درون دیواره کاواک تولید میشود.انرژی نوسانگرها فقط می توانست به صور ت گسسته مضربی از بسامد باشدn=0,1,2,3,… ; E=nhn.
محا سبات پلانگ تفاوت بنیادی با محاسبا ت رایلی داشت که مقادیر انرژی را پیوسته فرض کرده بود. محاسبات پلانک تابندگی در طول موج خاص را بصورت زیر داد:
I(l)=2*?*h*c^2/[l^5[exp(hc/lkT)-1]]
فرم بالاقانون استفان بولتزمن و قانونوینز را تایید می کند
. در طول موجهای زیاد فرمول بال منجر به نتایج رایلی می شود.
در واقع در اندازه گیری دمای یک ستاره نوعی طیف سنجی یا نور سنجی میتواند به کار رود.
مقایسه بین تابندگی نسبی مقدار نور گسیل شده یک ستاره در دو طول موج:.
این نسبت مشخصه دمایی است بنابر این اندازه گیری تمام طیف جسم سیاه الزامی نیست.چون تابندگی در هر دمای مشخص به طور نسبی در شدت 550 nm بهنجار شده است.called V or Visual Band )) ((
اندازه گیری دوم در تابندگی 440nm
(( called B or Blue band ))
اندازه گیری دما را ممکن میسازد