Диаграммы герцшпрунга рассела: Звездная зола. Чем закончится диаграмма Герцшпрунга-Рассела / Хабр

Содержание

Звездная зола. Чем закончится диаграмма Герцшпрунга-Рассела / Хабр

Именно эта диаграмма, связывающая спектральный класс звезды с возрастом и массой светила, обладает примерно такой же замечательной периодичностью, как и таблица Менделеева. В ней есть эволюция и предсказуемость. Прослеживается и основная закономерность, характерная для Главной последовательности: вместе с массой звезды убывает ее температура и объем. При этом диаграмма Герцшпрунга-Рассела не демонстрирует еще одного важного свойства звезд: чем ниже температура, тем дольше будет гореть (тлеть) звезда. В результате длительного вырождения звезд, относящихся к известным ныне спектральным классам, также могут возникать странные объекты, которые можно назвать «гипотетическими» звездами. Они пока не образовались, так как Вселенная еще слишком молода. Но в теории такие звезды уже описаны, и именно о наиболее интересных из них я собираюсь рассказать ниже.

Голубые карлики, потомки красных карликов

Красные карлики (звезды спектрального класса M) – самые многочисленные во Вселенной. Так, почти все звезды, находящиеся в непосредственной близости от Солнца – красные карлики (из 50 самых ближних к нам звезд Солнце является 4-й по размеру). Интерес к красным карликам значительно повысился именно в последние годы, отчасти потому, что именно в системе очень тусклого и холодного красного карлика TRAPPIST-1 находится примерно семь компактно расположенных планет, как минимум три из которых должны располагаться в зоне обитаемости этой звезды.

Красные карлики завершают Главную Последовательность. Их эволюцию в настоящее время можно только моделировать, но расчеты Питера Боденгеймера из Калифорнийского университета в Беркли показывают, что срок жизни красных карликов может составлять несколько триллионов лет. При этом на протяжении всей жизни красный карлик светит ровно и стабильно, поскольку во всем объеме такой звезды происходит конвекция – перемешивание вещества. 

Конвекция в красном карлике может продолжаться на протяжении почти 6 триллионов лет, поэтому звезда успевает «выработать» почти весь свой водород. Боденгеймер предполагает, что самые мелкие красные карлики в конце жизни не превратятся в красные гиганты, а, оставаясь физически компактными, вновь начнут разогреваться, став голубыми карликами.

Температура такой звезды превысит солнечную, а светимость все равно останется очень низкой. Для превращения в красный гигант масса красного карлика должна составлять не менее 0,25 M (массы Солнца). Более мелкие звезды ждет превращение в голубые карлики. При этом самые мелкие из известных красных карликов имеют массу около 0,08 M и могут гореть до 12 триллионов лет.

По-видимому, примерно через 800 миллиардов лет во Вселенной не останется звезд крупнее 0,3 M, и большинство из них окажется голубыми карликами. При этом жизнь таких звезд будет дополнительно продлеваться за счет нарастания их металличности. Металл сдерживает потерю звездной энергии, играя роль своеобразной заслонки, тем самым еще немного продлевая жизнь звезды. Вероятно, к окончанию первого триллиона лет все сохранившиеся к тому времени галактики будут иметь голубоватый оттенок, так как окажутся наполнены голубыми карликами.

Черные карлики, потомки белых карликов

В нижней части диаграммы Герцшпрунга-Рассела расположена последовательность белых карликов. Такие звезды образуются на месте красного гиганта, постепенно теряющего газовую оболочку. Ядерных реакций в них не происходит, а состоят белые карлики из постепенно остывающей раскаленной плазмы. Предполагается, что в таком состоянии белый карлик просуществует около 10 триллионов лет, после чего его поверхность перестанет излучать видимый свет. В таком случае потухшую звезду станет невозможно обнаружить в телескоп, но она все равно останется целостным объектом, который будет выдавать его гравитационное воздействие.

Самым старым белым карликам, известным в настоящее время – около 12 миллиардов лет. Таким образом, до появления первых черных карликов Вселенная должна состариться еще в тысячу раз. Тем не менее, периодичность диаграммы Герцшпрунга-Рассела позволяет уверенно предположить, что черные карлики когда-нибудь возникнут.

Блицар, потомок нейтронной звезды

Звезды такого типа – гипотетические объекты, существование которых могло бы объяснить быстрые радиовсплески (FRB), первый из которых был обнаружен в 2011 году. Про блицары на Хабре уже писали, вкратце напомню суть этого явления.

В физике известен предел Оппенгеймера-Волкова, максимальная масса, при которой нейтронная звезда еще не превращается в черную дыру. При этом данный предел рассчитывается без учета вращения, присущего многим нейтронным звездам и унаследованного от родительской звезды. Центробежная сила, возникающая при таком вращении, не дает звезде «упасть» в черную дыру, поэтому нейтронная звезда может некоторое время существовать выше предела Оппенгеймера-Волкова. В этот период звезда генерирует сильное магнитное поле, из-за которого вокруг нее исчезает аккреционный диск. В результате при падении нейтронной звезды за горизонт событий от нее «отстреливается» не вещество, а только мощное магнитное поле, что и может быть зафиксировано как быстрый радиовсплеск.

Блицары также можно считать гипотетическими объектами, поскольку непосредственно они не зафиксированы. Такие небесные тела также называются «суронами», где SURON – аббревиатура, означающая «SUpramassive Rotating Neuron star» (подмассивная вращающаяся нейтронная звезда). Физика суронов подробно изложена в этой работе; также отмечается (раздел 3.3.2), что в состоянии сурона (блицара) может удерживаться примерно 3% всех нейтронных звезд — большинству из них центробежной силы все-таки не хватает, чтобы балансировать на грани горизонта событий.

Объект Торна-Житков, потомок красного гиганта и нейтронной звезды

Кип Торн совместно с Анной Житков в 1977 году описали гипотетический объект, который мог бы возникать в случае поглощения нейтронной звезды красным гигантом. В этом случае звезда могла бы наблюдаться как пекулярная и содержать повышенные дозы лития, молибдена и рубидия. Существование звезд-гигантов с нейтронным ядром еще в 1938 году предположил Лев Ландау, почему такой объект иногда называют в честь Торна-Житков-Ландау. Наиболее вероятно, что такие звезды могут возникать при слиянии двойных звездных систем, в которые входит красный гигант и нейтронная звезда. Подобный объект должен получаться нестабильным и все равно коллапсировать в черную дыру, либо в двойную звездную систему, где вокруг общего центра масс будут обращаться нейтронная звезда и пульсар.

На практике объекты Торна-Житков пока не обнаружены. Вероятно, такая звезда должна напоминать красный сверхгигант с пекулярными линиями в спектре.

Замороженная звезда

Это еще один гипотетический объект, который может возникнуть через триллионы лет. Возможно, мы наблюдаем эпоху массивных, ярких и горячих звезд именно потому, что наша Вселенная еще слишком молода, и в ней полно гелия и водорода для образования газовых звезд. Тем не менее, так будет не всегда. Как при образовании белых карликов, так и при взрывах сверхновых, «пеплом» от ядерных реакций являются металлы, а не газы. Постепенно содержание металлов во Вселенной возрастает, и через триллионы лет новые поколения звезд будут образовываться не только и не столько из водорода, сколько из металлов. Такие объекты будут гораздо меньше нашего Солнца (около 0,04 M) и гораздо тусклее звезд, известных сегодня – внешне они могут быть сопоставимы с Юпитером. Тем не менее, поскольку они будут состоять из металлов легче железа, плотность их будет огромной, а тяготение на поверхности – около 100g. Именно поэтому в их недрах сможет протекать ядерный синтез, разогревающий такую звезду примерно до 0 градусов Цельсия. Замороженная звезда может быть окружена своеобразной атмосферой, в которой будут плавать куски льда и, повторюсь, может испускать некоторое количество света.   

В классической статье 1979 года Фримен Дайсон предполагал, что в далеком будущем все мелкие звезды, в особенности, белые карлики, станут превращаться в объекты звездной массы, состоящие из чистого железа. Предполагается, что в результате различных цепочек деления и слияния легких ядер, через 101500 лет практически все сохранившиеся светящиеся звезды должны превратиться в глыбы холодного и остывающего железа, а такие железные звезды могут далее превращаться в последнее поколение нейтронных звезд.  

Заключение

Все описанные превращения, являющиеся маленькими шагами к тепловой смерти Вселенной, являются экстраполяцией на основе диаграммы Герцшпрунга-Рассела и не учитывают еще одного гипотетического процесса. Это распад протона, спонтанное превращение протонов в более легкие субатомные частицы. Такой процесс не противоречит известной физике частиц, но также до сих пор не зафиксирован. Именно для того, чтобы засечь распад хотя бы одного протона, в Японии появился проект Камиоканде: шахты близ города Камиока были превращены в огромные резервуары с водой, оборудованные детекторами. Ни один протон во всей этой воде за минувшие сорок лет так и не распался, а Камиоканде в итоге был превращен в один из самых крупных и успешных детекторов нейтрино – но это уже совсем другая история.

Возможно, именно распадом протонов закончится существование железных звезд, которые при этом просто медленно развоплотятся. Или же на последних этапах существования Вселенная породит какие-то новые состояния вещества. Надеюсь, в этой статье мне удалось не обойти вниманием никаких интересных объектов, существование которых проистекает из диаграммы Герцшпрунга-Рассела, но пока не доказано.  

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела [спектр-светимость]

Основная статья: Характеристики звезды

Содержание (план)

см. также: Виды звёзд

В начале XX в. датский астроном Э. Герцшпрунг и американский астрофизик Г. Рассел установили одну из за­висимостей характеристик звёзд и представили её в виде диаграммы, носящей их имена.

На горизонтальной оси диаграммы Герцшпрунга — Рас­села (диаграмма Г—Р) откладывают температуру звезды, а на вертикальной — её светимость в солнечных единицах. Каж­дой звезде на диаграмме отвечает вполне определённая точка. Обычно говорят, что место на диаграмме занимает звезда, а не соответствующая ей точка, и при обсуждении эволюции звёзд пишут: «звезда движется по диаграмме», подразумевая при этом, что в процессе эволюции звезды из-за изменений температуры и светимости звезды меняется положение соот­ветствующей точки на диаграмме Герцшпрунга — Рассела.

Некоторые особенности спектров позволяют определить, имеем ли мы дело со звездой главной последовательности, белым карликом, гигантом или сверхгигантом. Так, белые кар­лики обладают спектром с очень широкими спектральными линиями, напротив, у гигантов и сверхгигантов линии узкие и очень узкие. Эти и некоторые другие особенности спектров дают возможность сразу поместить наблюдаемую звезду в нуж­ную область диаграммы.

Сопоставление только двух характеристик позволило выделить несколько обособленных групп звёзд. Если учесть, что в этих группах закономерно изменяются и другие харак­теристики (например, вдоль главной последовательности сле­ва направо уменьшаются массы и радиусы звёзд), то становит­ся ясным, что звезды в этих группах обладают одинаковым строением.

Строя диаграммы Герцшпрунга — Рас­села для отдельных групп звёзд, о кото­рых известно, что они возникли одновременно, появляется возможность исследовать эволюцию звёзд.

Главная последовательность

Если бы между светимостями звёзд и их температурами не было никакой зависимости, то звезды располагались бы на ди­аграмме Герцшпрунга — Рассела беспорядочно, однако боль­шинство звёзд сконцентрировано на диаграмме в узкой поло­се, идущей от левого верхнего угла (звезды высокой темпера­туры и большой светимости) к правому нижнему (звезды низ­кой температуры и малой светимости). Эта полоса называет­ся главной последовательностью, а находящиеся на ней звез­ды — звёздами главной последовательности или нормальны­ми звёздами.

Жёлтые и красные карлики

В месте, отмеченном вертикальной чертой, глав­ная последовательность делится на верхнюю и нижнюю час­ти. Звезды нижней части называются жёлтыми или красны­ми карликами в зависимости от их температуры. Солнце — ти­пичный жёлтый карлик. Материал с сайта http://wikiwhat.ru

Гиганты и сверхгиганты

Выше главной последовательности в области температур, меньших 6000 K, расположена полоса красных гигантов (светимостью 102—103L и радиусом 10— 60 R) и красных сверхгигантов (светимостью 104L и радиу­сом 200—3000 R). Звёзды горячие (T ≈ 30 000 K) и яркие (L ≈ 104L) называются белыми сверхгигантами, они занима­ют верхнюю часть главной последовательности.

Белые карлики

В левом нижнем углу (T ≈ 10 000 K, L ≈ 104L и R ≈ 0,01R) расположены белые карлики. Первый белый карлик был от­крыт в конце XIX в. Это был невидимый в небольшой теле­скоп спутник Сириуса — самой яркой звезды нашего неба. Он был назван белым карликом за свои малые размеры: его ди­аметр примерно равен диаметру Земли, зато масса мало отли­чается от массы Солнца. Впоследствии было открыто большое количество таких звёзд, все они получили название белых кар­ликов.

Картинки (фото, рисунки)

  • Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
  • Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для старого скопления
Вопросы к этой статье:
  • Что такое диаграмма спектр-светимость?

от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной [

Огромную роль в визуализации параметров звезд и свойств их эволюции играет диаграмма Герцшпрунга – Рассела. В типичном современном виде она связывает светимость звезд с их температурой. Однако обе величины трудно измерить напрямую, поэтому часто используют варианты диаграммы с другими параметрами, связанными со светимостью и температурой.

Для определения светимости необходимо знать расстояние до звезды. Однако, если мы используем звезды одного скопления, все они лежат примерно на одном расстоянии от нас. Значит, можно просто использовать их наблюдаемый блеск (звездную величину) как меру относительной светимости. Точное определение температуры также является непростой задачей, однако можно использовать различные спектральные характеристики (например, так называемые показатели цвета, которые можно в первом приближении представить себе как цвет звезды). Именно так и поступали первые исследователи.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела связывает светимость и температуру звезд.

Диаграмма получила свое имя в честь Эйнара Герцшпрунга (Ejnar Hertzsprung) и Генри Рассела (Henry Russell). Герцшпрунг для своих первых диаграмм использовал звезды скопления Плеяды, а Рассел использовал звезды с расстояниями, определенными тем или иным образом. Непосредственные измерения температур не были доступны, поэтому Рассел использовал так называемые спектральные классы звезд, а Герцшпрунг – характерную длину волны, соответствующую максимуму спектра (по сути, цвет звезды).

Основная часть звезд находится на Главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рассела.

Однако первый опубликованный график такого типа не принадлежал ни Герцшпрунгу (который опубликовал свои результаты в 1911 г. ), ни Расселу (в 1913 г.) – его построил в 1910 г. Ганс Розенберг (Hans Rosenberg) также для звезд Плеяд, используя спектральные классы, определяемые по соотношению интенсивностей линий в спектре.

Положение звезды на диаграмме светимость-температура дает нам представление и о размерах звезд. Излучение звезды, например Солнца, приблизительно можно описать законом излучения абсолютно черного тела (формулой Планка). Светимость при этом подчиняется закону Стефана – Больцмана: она пропорциональна площади поверхности (т.e. квадрату радиуса звезды) и четвертой степени ее температуры. Соответственно, высокой светимостью могут обладать или звезды с высокой температурой, или звезды с большим радиусом (оба варианта реализуются в природе).

Основной особенностью распределения звезд на диаграмме Герцшпрунга – Рассела является так называемая Главная последовательность. Оказалось, что подавляющее большинство звезд попадает на полосу, тянущуюся от левого верхнего (мощные звезды с высокой температурой поверхности) к правому нижнему углу (слабые звезды с низкой температурой – красные карлики). Сейчас мы знаем, что, попав в определенную часть Главной последовательности (куда именно, в первую очередь зависит от массы), звезда проводит там около 90 % своей жизни. Это самая длинная стадия, на которой происходит превращение водорода в гелий.

На стадии Главной последовательности происходит превращение водорода в гелий.

По окончании термоядерного горения водорода в ядре звезды она покидает Главную последовательность. Дальнейшая жизнь звезды – это ее путешествие по диаграмме Герцшпрунга – Рассела. В зависимости от массы этот путь (эволюционный трек) может быть более или менее замысловатым.

Звезды типа Солнца смещаются вправо (более низкие температуры поверхности) и значительно вверх (рост светимости), превращаясь в красных гигантов. В конце своей жизни они сбрасывают внешние оболочки (которые могут быть видны как планетарные туманности) и превращаются в белые карлики.

Массивные звезды значительно смещаются вправо и немного вверх, возможно, выписывая петли на диаграмме. Их называют яркими гигантами и сверхгигантами. В конце своей жизни они чаще всего вспыхивают как сверхновые и оставляют после себя нейтронные звезды, а иногда и черные дыры.

Положение звезды на Главной последовательности, а также ее эволюционный путь зависят не только от массы, но и от начального химического состава. Маломассивные звезды с сильно пониженным содержанием тяжелых элементов немного сдвинуты от стандартной Главной последовательности влево (в сторону более высоких температур) и немного вверх, образуя параллельную последовательность субкарликов. В общих чертах эволюция малометалличных звезд по окончании горения водорода в ядре подобна эволюции звезд с солнечным составом, но конкретный вид треков может отличаться, особенно для массивных объектов.

Положение звезды на Главной последовательности и ее эволюция определяются в первую очередь массой, а также химическим составом.

Звезды со сходным поведением на диаграмме Герцшпрунга – Рассела группируются.

В частности, некоторые пульсирующие звезды занимают строго определенные области. Самые известные из них – цефеиды, они попадают в так называемую полосу нестабильности.

Цефеиды получили свое название по звезде-прототипу. Переменность дельты Цефея описал в 1784 г. Джон Гудрайк (John Goodricke). К цефеидам относится и самая яркая звезда в кратной системе Полярной звезды. Аристарх Белопольский, исследуя спектры дельты Цефея, в 1894 г. обнаружил, что лучевая скорость этой звезды периодически изменяется. Однако тогда не удалось показать, что это связано именно с пульсациями (сам Белопольский полагал, что такая переменность объясняется двойственностью звезды). Окончательно существование пульсаций стало ясным пару десятилетий спустя, в основном благодаря работам Харлоу Шепли (Harlow Shapley). Тем не менее причина такого поведения оставалась неясной еще более полувека.

Цефеиды – это пульсирующие звезды-гиганты.

Идея механизма работы цефеид была высказана Артуром Эддингтоном (Arthur Stanley Eddington) еще в 1920-е гг. : если во время пульсаций будет меняться (увеличиваться во время расширения и уменьшаться во время сжатия) прозрачность значительного слоя вещества внутри звезды, то периодическое «запирание» излучения сможет поддерживать эти колебания. А в 1950-е гг. Сергей Жевакин внес основной вклад в решение загадки пульсаций цефеид (и некоторых других пульсирующих звезд), показав, что частичная ионизация водорода и гелия может приводить к необходимому изменению прозрачности слоев оболочки звезды на нужной глубине. При сжатии часть энергии идет на ионизацию, а не на повышение температуры в слое, при этом возрастает плотность. В результате вещество становится менее прозрачным, и излучение, как поршень, начинает толкать вещество наружу. При этом прозрачность растет, излучение покидает слой, и оболочка вновь начинает сжиматься. Этот цикл повторяется снова и снова.

Период пульсаций цефеид связан с их светимостью, что позволяет использовать эти объекты для определения расстояний.

Такой цикл работает только в случае залегания запирающего слоя на нужной глубине. Соблюдение этого условия в первую очередь определяется температурой звезды. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга – Рассела возникает достаточно узкая, почти вертикальная полоса нестабильности, где и расположены практически все типы регулярно пульсирующих с достаточно большой амплитудой звезд. Сейчас строятся более детальные модели пульсаций, которые могут объяснять очень сложное поведение некоторых объектов, демонстрирующих вариации периодов, различные типы пульсаций, их сочетания и эволюцию.

Важной особенностью цефеид является то, что период их пульсаций (он составляет от 1 до 100 дней) связан со светимостью. Это установила в 1912 г. Генриетта Левитт (Henrietta Leavitt), изучая цефеиды Малого Магелланова Облака. Поскольку цефеиды – гиганты, т.e. обладают высокой светимостью (обычно она в несколько тысяч раз превосходит солнечную), уже сто лет назад их можно было наблюдать в соседних галактиках. Именно это позволило в 1920-е гг. Эдвину Хабблу (Edwin Hubble) и другим исследователям определить природу спиральных туманностей и продемонстрировать, что это гигантские звездные системы, подобные нашей и находящиеся на расстояниях в миллионы световых лет. В настоящее время цефеиды используют как одну из основ определения расстояний до других галактик.

В последние годы благодаря работе космического телескопа Hipparcos, а позднее космического телескопа Hubble, удалось с высокой точностью измерить параллаксы для нескольких десятков цефеид. Это позволило уточнить внегалактическую шкалу расстояний благодаря лучшей калибровке определения расстояний по цефеидам.

Эволюция звезд и диаграмма Герцшпрунга-Рассела

В нашем обществе вряд ли существуют люди с одинаковыми отпечатками пальцев. Точно так же среди гигантского количества невозможно найти две абсолютно одинаковые звезды.  

В астрономии раздел, который изучает развитие и эволюцию космических объектов, называется космологией.

Модели строения звезд:

 

Строение звезд главной последовательности

 

 

Строение Солнца

 

Строение белых карликов

 

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела,известная в астрономии как диаграмма «цвет — светимость», отражает расположение различных групп звезд в соответствии с эволюцией звезды.

 

Обычный вид диаграммы

 

Зависимости между основными характеристиками звезд на диаграмме ГР

Эволюционные классы звезд

Судьба звезды и продолжительность ее жизни зависят от начальной массы звезды — протозвезды:

  • если начальная масса звезды на начальном этапе развития в несколько раз больше массы Солнца, то во время гравитационного сжатия образуются горячие звезды спектрального класса О и В
  • в случае, если начальная масса звезды на начальном этапе развития равна массе Солнца, то во время гравитационного сжатия образуются звезды спектрального класса G
  • протозвезды с начальной массой в несколько раз меньше солнечной, могут превратиться только в красных карликов.
  • начальная масса, достаточная для начала термоядерной реакции и образования звезды, должна быть равной примерно 0,08 M Солнца. 11 лет

    Главная последовательность:

    На главной последовательности находятся звезды, находящиеся в состоянии гравитационного равновесия. К данному классу относятся звезды, температура поверхности и светимости которых могут принимать разные значения в зависимости от массы звезды.

    Размеры звезд данного класса имеют порядок солнечных размеров

    Спектральный класс данного класса звезд: O — F.

    Светимость:  L звезды определяется ее положением на главной последовательности

    Плотность: ρ ~ ρ солнечной

    Время жизни — порядка 10 млрд. лет

    Гиганты и сверхгиганты:

    Размеры звезд данного класса в 100 -1000 раз больше солнечных:

    R = 100Rс — 1000 Rс. 6)Lc

    Плотность: 

    Время жизни — порядка 100 млн. лет

    Модели эволюции звезд в зависимости от массы звезды:

    Условия, которые определяют эволюционное развитие звезды:

    • масса звезды имеет массу, равную солнечной или ее порядок: в этом случае ожидаемые этапы ее эволюции будут похожи на этапы эволюции Солнца

     

    Модель эволюции звезды с массой, равной солнечной или имеющей ее порядок
    • масса звезды больше солнечной массы в 2-3 раза: в данном случае возможный эволюционный путь может иметь такую модель — конечный этап эволюции таких звезд можно ожидать в форме нейтронной звезды
    • масса звезды превышает массу Солнца в 3-4 раза: конечным этапом эволюции скорее всего будет черная дыра.

     

    Модель эволюции массивных звезд с массой, превышающей солнечную массу в несколько раз

     

    Сравнение эволюции звезд, различающихся массой

     

    Примеры звезд, представляющих собой определенный этап эволюции звезд:

                   

    Белый карлик

     

    Красный гигант

     

    Красный карлик

     

    Нейтронная звезда

     

    Голубой гигант

     

    Черная дыра

     

    Взрыв сверхновой

     

    Сверхновая звезда

     

    Газопылевая туманность

     

     Солнце – главная звезда Солнечной системы

     

    Окончательный вид диаграммы был сформирован к концу ХХ века, когда был получен громадный объем знаний о звездах и процессах, происходящих в них, и помимо этого удалось найти объяснение тем эмпирическим закономерностям, которые нашли отражение в диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

    В следующей статье мы рассмотрим содержание следующего типа 24 задания по теме «Закон Хаббла и  красное смещении в эволюции Вселенной».

     

    © blog.tutoronline.ru, при полном или частичном копировании материала ссылка на первоисточник обязательна.

    Космический горизонт — Диаграмма Герцшпрунга—Рассела

    При изучении наблюдаемых характеристик звезд и исследовании их эволюции астрономы часто обращаются к диаграмме, впервые постро­енной в 1911 г. датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом (1873-1967), а в 1913 г. независимо представленной в несколько иной форме американским ас­трономом Генри Норрисом Расселом (1877-1957).

    Большинство звезд на диаграмме Герцшпрунга—Рассе­ла располагаются вдоль главной по­следовательности, повторяющей ход замеченной Расселом полосы наи­большей концентрации звезд. Пере­ходя от верхнего левого к нижнему правому углу диаграммы вдоль глав­ной последовательности, мы прой­дем все спектральные классы — от O до M, пятого класса светимости.

    Диаграмма Герцшпрунга—Рассела

    Итак, большинство звезд, в том числе и наше Солнце, принадлежат главной последовательности, иными словами, являются карлика­ми. Правее и выше главной последовательности нахо­дятся другие области по­вышенной концентрации звезд, названные последова­тельностями субгигантов, гигантов и сверхгигантов. Левее и ниже главной после­довательности лежат субкарлики и белые карлики.

    В наше время диаграм­му Герцшпрунга—Рассела строят не только в ко­ординатах «спектральный класс — абсолютная звезд­ная величина». Поскольку известно, что гарвардский спектральный класс почти полностью определяется температурой поверхности звезды, часто вместо него по горизонтальной оси откладывают какую-либо иную величину, тесно свя­занную с температурой, на­пример показатель цвета. А нанося на диаграмму ре­зультаты теоретических рас­четов, просто используют значение эффективной температуры, даваемое математической моделью звезды. На вертикаль­ной оси часто указывают не абсолютную звездную величину, а лога­рифм светимости звезды. Хотя смысл диаграммы от этого не меняет­ся, ее внешний вид может немного трансформироваться, поскольку последовательность спектральных классов связана с температурой звезды нелинейной зависимостью.

    Диаграммы Герцшпрунга—Рассела нередко строят для определен­ных группировок звезд, например, для звезд одного скопления, чтобы составить представление о том, какие именно звезды в него входят.

    Поскольку все звезды скопления находятся от нас примерно на одина­ковом расстоянии, их относительная видимая яркость соответствует их относительной светимости. Поэтому для звезд одного скопления диаграмму Герцшпрунга—Рассела можно строить в координатах «по­казатель цвета — видимая звездная величина»: внешний вид диаграм­мы при этом не меняется. А ведь именно он может многое рассказать об эволюции звездного скопления.

    В процессе эволюции ме­няются светимость и температура звезды, со­ответственно меняется и ее положение на диа­грамме: оно перемещает­ся вдоль определенной линии, как говорят астро­номы — вдоль эволюци­онного трека. Обычно это непрерывная, хотя и весьма замысловатая ли­ния. Скачки происходят редко, напри­мер при взрыве сверхно­вой или другом резком повороте судьбы.

    Очевидно, что в каждом скоплении все звез­ды родились почти одновременно, из одинакового вещества, в одинаковых условиях и различаются только своей исходной массой. Сразу после формирования они, в соответствии со своей массой, занимают положение на главной последовательности и начинают эволюцион­ное движение — каждая по своему треку. Массивные звезды высокой светимости эволюционируют быстро и первыми покидают главную последовательность. Звезды меньшей массы остаются на ней дольше.

    Звезды разной массы, но одинакового возраста образуют на этой диаграмме последовательности, называемые изохронами (т. е. линия­ми равного возраста). Их форму можно рассчитать, исходя из совре­менной теории звездной эволюции. Сопоставляя теоретически рас­считанные изохроны с полученной из наблюдений звездного скопле­ния диаграммой Герцшпрунга—Рассела, можно определить возраст скопления, а также исходный химический состав его звезд, который также влияет на форму изохроны. Скажем, диаграммы Герцшпрунга— Рассела рассеянных звездных скоплений заметно отличаются от ана­логичных диаграмм шаровых звездных скоплений — это отражает большое различие их возраста (шаровые скопления намного старше) и химического состава (в рассеянных скоплениях звезды богаче тяже­лыми элементами).

     

    Источники

    Звезды. Ред.-сост. В.Г. Сурдин; М.: Физматлит, 2009

     

    См. также

    Мир звезд. Расстояния до звезд. Диаграмма Герцшпрунга- Рассела

    25.02.2016

    11 класс

    Тема урока: Мир звезд. Расстояния до звезд. Диаграмма Герцшпрунга-

    Рассела

    Цель урока: знакомство с основным новыми понятиям об эволюции звезд и

    выявление важнейших особенностей жизни звезд на диаграмме

    Герцшпрунга — Рассела

    Развить умения образного мышления в виде представлений

    многих закономерностей и явлений, составляющих картину

    Мегамира.

    Способствовать формированию в ходе урока основных

    мировоззренческих представлений о Вселенной.

    Форма урока: урок – лекция, беседа

    Тип урока: комбинированный урок

    Метод проведения урока: объяснительно-иллюстративный, частично-

    поисковый

    Оборудование и наглядные пособия: демонстрационные плакаты и

    видеофильмы, презентация слайдов

    Ход урока

    1. Организационный момент.

    Целеполагание.

    Положительный эмоциональный настрой.

    II. Изучение нового материала.

    План изложения нового материала:

      1. Рождение, жизнь и смерть звезд

      2. Красные гиганты, белые карлики, сверхновые и нейтронные звезды – как различные результаты их смертей

      3. Диаграмме Герцшпрунга-Рассела

    «Назовите ближайшую звезду от нашей планеты Земля?» Итак, как вы уже знаете, энергия Солнца– ближайшей к нам звезды, рождается посредством термоядерных реакций. Но откуда же возникло наше Солнце и все другие звезды – огромные, раскаленные плазменные шары?

    Более массивные звезды (Мз >1,4 Мс) достигают стадии красного сверхгиганта, температура ядра достигает до 1 млрд. градусов, гравитация уменьшается и гигант взрывается. Это вспышка сверхновой.

    В центре взрыва остатки звезды, собранно гравитацией, образуют ядро диаметром всего несколько километров, но с ужасной плотностью, что 10 млрд. тонн массы уместилось бы в чайной ложке!

    Нейтронные звезды – небесные тела с высокой плотностью вещества. Они быстро вращаются и образуют радиосигналы в следствие сильного магнитного поля, иррадиация, достигшая Земли, передается как пульс. Это и есть пульсары.

    Загадочные черные дыры… «Какие ассоциации вызывает у вас это понятие? Что вы слышали об этом?» (отвечают) Самые массивные звезды (Мз >2,5 Мс) ждет странный конец. По закону гравитации после вспышки сверхновой ничто не может остановить ее сжатие, звезда катастрофически сжимается «в точку» и исчезает из видимости нашей Вселенной. Во время гравитационного коллапса механическое равновесие звезды нарушается, и через некоторое время гравитационный потенциал станет настолько велик, что необходим учет поправки общей теории относительности:

    rg=2GM/c2__

    где ­­­ rg гравитационный радиус, а сфера радиуса rg — то сфера Шварцшильда. М — масса звезды, G — постоянная гравитации, с – скорость света. С точки зрения внешнего наблюдателя, при приближении r к rg скорость сжатия замедлится почти до нуля. Эффект теории относительности состоит в том, что в очень сильном гравитационном поле скорость протекания всех процессов (по часам внешнего наблюдателя) неограниченно замедлится. При r стремящемся к rg коллапсирующая звезда исчезает и получается черная дыра.

    Тяготение становится таким, что ни одно излучение не может покинуть черную дыру. Обнаружить ее можно только по воздействию ее на соседние звезды (слайд).

    Астрономами Э. Герцшпрунгом (1873 – 1967) и Г. Расселом (1877 – 1957) была выведена взаимосвязь между этими величинами и характеристиками звезд и построена диаграмма «Спектр – светимость» или Диаграмма Герцшпрунга – Рассела (слайд).

    Она показывает зависимость температуры на поверхности звезды или ее спектрального класса от светимости звезды. На диаграмме можно выделить главную последовательность (более 70% наблюдаемых звезд), область гигантов, сверхгигантов и белых карликов. 3 области отражают 3 этапа существования звезд: главная последовательность этап жизни звезд, гиганты, сверхгиганты и белые карлики – это все «кладбище» умирающих звезд… Чем массивнее звезда, тем выше она находится на главной последовательности. Итак, Диаграмма Герцшпрунга – Рассела отражает эволюцию звезд…

    III. Подведение итогов урока.

    Итак, сегодня на уроке мы с вами познакомились с принципом эволюции звезд и

    выяснили, основное значение диаграммы Герцшпрунга – Рассела

    IV. Закрепление

    Список вопросов:

    1. За счет каких источников энергии светят звезды?

    2. В какой части диаграммы располагаются звезды, которые обладают

    большими, чем у Солнца температурами и светимостью?

    1. От чего зависит расположение звезды на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рассела?

    V. Домашнее задание

    Параграф 10.2; упр. 10.2 (1-3)

    Диаграмма Герцшрунга – Рассела | Обучонок

    В процессе работы над исследовательским проектом на тему «Диаграмма Герцшрунга – Рассела» ученицами 10 класса была достигнута поставленная цель, познакомиться с историей создания диаграммы Герцшрунга – Рассела, построить диаграмму температура-светимость и установить взаимосвязь между характеристиками звёзд.

    Подробнее о работе:


    В индивидуальной исследовательской работе по астрономии «Диаграмма Герцшрунга – Рассела» приводятся теоретические сведения из истории работы ученых над созданием диаграммы, знание которой позволяет лучше ориентироваться и классифицировать звезды по различным группам и устанавливать связь между физическими характеристиками звезд. Учащиеся школы провели беседу с учителем физики и изучили авторитетные источники по теме в Сети Интернет перед тем, как приступить к изготовлению наглядного пособия.

    В готовом детском ученическом проекте на тему «Диаграмма Герцшрунга – Рассела» учащимися 10 класса школы описано строение диаграммы Герцшрунга – Рассела, проведена работа по установлению взаимосвязи между физическими характеристиками звёзд и изучению разных групп звёзд, принадлежность к которым обусловлена их физическими характеристиками. На основании собранного материала и обобщения полученных знаний ученицы создали диаграмму Герцшрунга – Рассела.

    Оглавление

    Введение
    1. Немного из истории диаграммы Герцшрунга – Рассела.
    2. Строение диаграммы Герцшрунга – Рассела.
    3. Практическая часть.
    4. Применение Диаграммы Рассела.
    Заключение
    Используемые источники
    Приложение

    Введение


    В 10-м классе мы стали изучать новый предмет – астрономию. На одном из уроков, при изучении Диаграммы Герцшрунга – Рассела, наш учитель предложил задания из тренировочных вариантов ЕГЭ по физике. Мы поняли, что без детального знания данной диаграммы очень сложно выбирать правильные ответы. Поэтому мы решили изготовить наглядное пособие, которое нам поможет не только на уроках астрономии, но и при подготовке к сдаче экзамена в одиннадцатом классе.

    Цель работы: познакомиться с историей создания диаграммы Герцшрунга – Рассела, построить диаграмму температура—светимость и установить взаимосвязь между характеристиками звёзд.

    Задачи работы:

    1. установить взаимосвязи между физическими характеристиками звёзд;
    2. убедиться в наличии разных групп звёзд, принадлежность к которым обусловлена их физическими характеристиками;
    3. развивать умение использовать теоретический материал, в том числе законы физики, для объяснения выявленных закономерностей;
    4. научиться применять полученные знания при решении заданий КИМ ЕГЭ по физике.

    Гипотеза: если активно изучать диаграмму Герцшрунга – Рассела, то мы сможем лучше ориентироваться и классифицировать звезды по различным группам и устанавливать связь между физическими характеристиками звезд.

    Методы:

    • изучение литературы и других источников информации сети «Интернет»;
    • беседа с учителем физики и астрономии;
    • обобщение полученных данных;
    • изготовление наглядного пособия.

    Немного из истории диаграммы Герцшрунга – Рассела


    В 1910 году выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рассел эмпирически установили независимо друг от друга, что существует зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом.

    Генри Норрис Рассела (1877–1957) — американский астрофизик. Родился в Ойстер-Бэй (штат Нью-Йорк) в семье священника. Учился в Принстонском университете, где сменил своего учителя К. Юнга на должностях профессора астрономии и директора местной обсерватории, которые занимал вплоть до 1947 года.

    Долгое время Рассел занимался исследованием связи между спектрами звезд и их светимостью с целью разобраться в том, как эволюционируют светила. В 1913 году — независимо от Герцшпрунга — построил диаграмму, связывающую спектральные характеристики и светимость звезд (которая теперь и называется диаграммой Герцшпрунга — Рассела) по результатам изучения снимков, полученных им на фотопластинках в обсерватории Принстонского университета.

    Увы, ученый вывел из полученной диаграммы ложное заключение о том, что звезды появляются на свет в виде красных гигантов и со временем вырождаются в белых карликов.

    Эйнар Герцшпрунг(1873–1967) — датский астроном. Родился в местечке Фредериксборг близ Копенгагена. Учился в Копенгагенском политехническом институте, получил специальность инженера-химика. По окончании института (1898) в течение трех лет работал в Петербурге. Вернувшись на родину, начал изучать астрономию, одновременно проводил фотографические наблюдения в обсерватории Копенгагенского университета и небольшой обсерватории «Урания».

    Его исследования произвели впечатление на директора Потсдамской обсерватории К. Шварцшильда, который пригласил Герцшпрунга сначала в Геттингёнский университет, а затем в Потсдамскую обсерваторию (1909). С 1919 года Герцшпрунг работал в Лейденской обсерватории, в 1935 году стал ее директором. Выйдя в отставку, возвратился в Данию и продолжил исследования в обсерватории в Брорфельде.

    Образование фото химика позволило ученому разработать уникальную для тех лет технологию расчета светимости звезд по их фотоизображениям. Сопоставив полученные результаты с данными о спектрах исследуемых звезд, Герцшпрунг и пришел к своей классификации звезд, согласно которой они подразделяются на гигантов, карликов и основной ряд.

    Генри Норрис Рассел — долгие годы интересовался проблемой описания жизненного цикла звезд и, судя по всему, пришел к основной идее диаграммы еще в 1909 году, однако работа с ее представлением была опубликована лишь в 1913 году. Датчанин Эйнар Герцшпрунг пришел к тем же выводам, что и Рассел, несколькими годами раньше своего американского коллеги, однако опубликованы они были (в 1905-м и 1907 годах) в узкоспециализированном «Журнале научной фотографии», издающемся к тому же на немецком языке, и публикация эта поначалу попросту осталась незамеченной астрономами.

    Поэтому вплоть до середины 1930-х годов эту диаграмму принято было называть просто «диаграммой Рассела», пока не был обнаружен случившийся казус, после чего датчанину было воздано должное, и теперь диаграмма носит имена обоих ученых. Если нанести положения большого количества звезд на диаграмму, у которой по оси абсцисс отложены спектральные классы звезд, а по оси ординат – светимости, оказывается, что звезды отнюдь не располагаются беспорядочно, а образуют определенные группы. Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химического состава.

    Построение диаграммы стало результатом одним из множества логических экспериментов, проводимых в то время. Норрису Расселу и Эйнару Герцшпрунгу одновременно пришла в голову идея, что будет, если выстроить звезды в одну систему координат, где их положение по вертикальной оси зависело бы от силы свечения, а по горизонтальной — от температуры? Если бы звезды распределились по системе равномерно, никакого открытия не было бы.

    Но любое отклонение от порядка показало бы закономерность в устройстве светил, объясняющая многие загадки. Так и случилось. Если сила свечения по оси Y будет расти снизу вверх, а температура по оси X — справа налево, то звезды делятся на три четко выраженные группы — последовательности, как их именуют астрофизики:

    Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется Главная последовательность — ряд обычных, карликовых звезд, составляющих 90% от количества звезд во Вселенной. К ним относится и наше Солнце. Их температура прямо пропорциональна светимости — чем горячее звезда, тем ярче она горит.

    В верхнем правом углу собрались светила, которые очень яркие, но с низкой температурой — на это указывает их красный цвет. В этой последовательности собрались звезды гиганты и сверхгиганты.

    Ниже главной последовательности находятся звезды, нагревающиеся до голубого и белого цветов, а света излучают совсем немного. Это — белые карлики.

    Строение диаграммы


    Диаграмма Герцшрунга – Рассела представляет собой график, на котором по вертикальной оси отсчитывается светимость (интенсивность светового излучения) звезд, а по горизонтальной — наблюдаемая температура их поверхностей. Оба этих количественных показателя поддаются экспериментальному измерению при условии, что известно расстояние от Земли до соответствующей звезды.

    Чисто исторически сложилось так, что по горизонтальной оси х температуру поверхности звезд откладывают в обратном порядке: то есть, чем жарче звезда, тем левее она находится; это чистая условность, и я не вижу смысла в том, чтобы ее обсуждать и оспаривать. Смысл же всей диаграммы Герцшрунга – Рассела заключается в том, чтобы нанести на нее как можно больше экспериментально наблюдаемых звезд (каждая из которых представлена соответствующей точкой) и по их расположению определить некие закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости.

    Выясняется, что это распределение носит отнюдь не случайный характер: по соотношению спектра со светимостью звезды делятся на три достаточно строгие категории или, как принято их называть в астрофизике, «последовательности». Из верхнего левого угла в правый нижний тянется так называемая главная последовательность. К ней относится, в частности, и наше Солнце. В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звезды, а справа внизу — самые тусклые и, как следствие, долгоживущие.

    Отдельно — правее и выше — расположена группа звезд с очень высокой светимостью, не пропорциональной их температуре, которая относительно низка — это так называемые красные звезды-гиганты и сверхгиганты. Эти огромные звезды, условно говоря, светят, но не греют. Ниже и левее главной последовательности расположены карлики — группа относительно мелких и холодных звезд. Еще раз отметим, что подавляющее большинство звезд относится к главной последовательности, и энергия в них образуется путем термоядерного синтеза гелия из водорода.

    На самом деле, три этих последовательности на диаграмме Герцшрунга – Рассела строго соответствуют трем этапам жизненного цикла звезд. Красные гиганты и сверхгиганты в правом верхнем углу — это доживающие свой век звезды с предела раздувшейся внешней оболочкой (через 6,5 млрд. лет такая участь постигнет и наше Солнце — его внешняя оболочка выйдет за пределы орбиты Венеры). Они излучают в пространство примерно то же количество энергии, что и звезды основного ряда, но, поскольку площадь поверхности, через которую излучается эта энергия, превосходит площадь поверхности молодой звезды на несколько порядков, сама поверхность гиганта остается относительно холодной.

    Наконец, обратимся к левому нижнему углу диаграммы Герцшрунга – Рассела: здесь мы видим так называемых белых карликов. Это очень горячие звезды — но очень мелкие, размером, обычно, не больше нашей Земли. Поэтому, излучая в космос относительно немного энергии, они, по причине весьма незначительной (на фоне других звезд) площади их поверхностной оболочки, светятся в достаточно ярком спектре, поскольку она оказывается достаточно высокотемпературной.

    Вообще, по диаграмме Герцшпрунца—Рассела можно проследить весь жизненный путь звезды. Сначала звезда главной последовательности конденсируется из газопылевого облака и уплотняется до создания давлений и температур, необходимых для разжигания первичной реакции термоядерного синтеза, и, соответственно появляется где-то в основной последовательности диаграммы Герцшрунга – Рассела.

    Пока звезда горит, она так и остается на своем месте в основной последовательности, практически не смещаясь. После того, как запасы водорода исчерпаны, звезда сначала перегревается и раздувается до размеров красного гиганта или сверхгиганта, отправляясь в правый верхний угол диаграммы, а затем остывает и сжимается до размеров белого карлика, оказываясь слева внизу.

    Разделение на последовательности не было самоцелью создания диаграммы. Выявленная закономерность между энергией и излучением звезды, связанная с протеканием внутреннего термоядерного процесса, стала иллюстрацией самой наглядной динамики во Вселенной — эволюции звезд.

    С момента образования, звезда в развитии не стоит на месте — и в диаграмме Герцшпрунца-Рассела это видно лучше всего. Рождение, старение и смерть светила отслеживается по диаграмме Герцшрунга – Рассела четкой линией, называемой «эволюционным треком».

    Построение диаграммы Герцшпрунга-Рассела


    Для изготовления наглядного пособия было определено следующее оборудование: стенд-пластиковая панель, цветной картон, двусторонний скотч, цветные маркеры, ватман. Сначала мы нанесли разметку, изготовили лекала для букв и цифр различного размера.

    Вырезали буквы и цифры из цветного картона в соответствии с цветами на диаграмме, оформили цветными маркерами основную часть диаграммы. Данную работу нам помогали делать наши одноклассники. Вот, что у нас получилось…

    Применение диаграммы Герцшпрунга-Рассела

    Используя диаграмму, на уроках астрономии мы выполняли задания как обязательного содержания, так и творческие.

    Упражнений из сборника задач и упражнений А.М.Татарникова, О.С. Угольникова, Е.Н.Фадеева «Астрономия 10-11»:

    №6.20. Какая звезда больше и во сколько раз: звезда А (светимость 10 светимосте1 Солнца. Температура поверхности 8000 К) или звезда Б (светимость 100 светимостей Солнца, температура поверхности 3000 К).

    №6.23. Одна звезда имеет спектральный класс А, другая – G, а их светимости одинаковы. У какой звезды больше радиус?

    №6.31. Расставьте звезды в порядке увеличения радиуса: красный карлик, белый карлик, желтый карлик, голубая звезда главной последовательности, голубой сверхгигант, красный сверхгигант.

    Заполните таблицу:

    Название звезды Масса

    (в массах Солнца)

    Радиус

    (в радиусах Солнца)

    Температура, К Созвездие Светимость Звездная величина Цвет
    Денеб 21 210 8550 Лебедя 196000 -7,2 Г
    Ригель 18 74 12130 Орион +1,26 -7,84 С-Б
    Антарес 12,4 883 3400 Скорпион 57500 -5,28 К
    • Г-голубая
    • С-Б-сине-белая
    • К-красная

    Так же в ходе выполнения нашей работы мы провели анкетирование среди учащихся нашей школы. Анкета состояла из следующих вопросов:

    • Планеты Солнечной системы. – 87% опрошен назвали 8 планет Солнечной системы.
    • Какие вы знаете малые тела Солнечной системы? – 23% опрошенных назвали 3-4 различных тела, 68% — 1-2 тела, остальные не смогли назвать ни одного малого тела Солнечной системы.
    • Какие вы знаете созвездия? – Подавляющее большинство 92% называли созвездия, соответствующие зодиакальным.
    • Какая температура на поверхности Солнца? – Большинство опрошенных 82% отвечали – большая, только учащиеся 11 класса смогли ответить на данный вопрос.

    Поскольку результаты анкет показывают низкую осведомленность учащихся мы решили ознакомить учеников нашей школы с результатами работы в рамках проведения дня Космонавтики.

    Выводы:

    1. В ходе работы изучена история создания диаграммы Герцшпрунга-Рассела.
    2. Изготовлено наглядное пособие для кабинета физики, которое можно использовать на уроках астрономии и внеклассных мероприятиях.
    3. С полученными в ходе работы над проектом знаниями необходимо ознакомить учащихся младших классов.

    Заключение


    Созерцание диаграммы привели астрономов предположить, что это могло бы продемонстрировать звездной эволюции, главное предположение, будучи, что звезды разрушились от красных гигантов до карликов, а затем двигались вниз по линии главной последовательности в течение их жизни

    В результате реализации данного проекта кабинет физики нашей школы пополнился очень необходимым наглядным пособием, которое в дальнейшем поможет в проведении уроков астрономии, облегчит подготовку учащихся к сдаче экзамена в форме ЕГЭ по физике, а сами мы получили неоценимый опыт по изготовлению самодельных учебных пособий.

    Для написания данной работы были использованы ресурсы Сети Интернет.

    Приложение



    Если страница Вам понравилась, поделитесь в социальных сетях:

    Введение в диаграмму Герцшпрунга-Рассела

    Составление графиков или графиков данных является важным инструментом, используемым учеными. Пытаясь осмыслить данные и увидеть, связаны ли две величины, мы можем нанести их на график и найти тенденции. Если мы посмотрим на два примера ниже, первый показывает две величины, X и Y, которые может иметь объект. Когда они нанесены на график, мы видим, что между X и Y нет заметной связи. На самом деле в этом примере нет никакой связи, данные чисто случайны.

    Однако, если мы нанесем на график данные зависимости роста от массы для небольшой группы людей, мы увидим совсем другую закономерность, как показано ниже.

    Как и следовало ожидать, существует корреляция между ростом человека и его массой. Как правило, чем выше человек, тем больше его масса, но, как и многие другие характеристики человека, существуют большие различия. Одни люди высокие и худые, другие ниже ростом, но с большей массой. Однако существуют реальные физические ограничения как по росту, так и по массе людей.Мы не ожидаем найти человека ростом 3,5 м и массой 10 кг или человека ростом 1,0 м и массой 300 кг!

    Авторы и права: Доррит Хоффлейт, Обсерватория Йельского университета, любезно предоставлено AIP Emilio Segre Visual Archives

    Эйнар Герцшпрунг

    Кредит: Визуальные архивы Эмилио Сегре AIP, Коллекция Маргарет Рассел Эдмондсон

    Генри Норрис Рассел

    Одним из самых полезных и мощных графиков в астрофизике является диаграмма Герцшпрунга-Рассела (далее называемая диаграммой H-R).Он возник в 1911 году, когда датский астроном Эйнар Герцшпрунг наложил абсолютную величину звезд на график зависимости их цвета (отсюда и эффективная температура). Независимо в 1913 году американский астроном Генри Норрис Рассел использовал спектральный класс против абсолютной величины. Их результирующие графики показали, что взаимосвязь между температурой и светимостью звезды не была случайной, а вместо этого, казалось, распадалась на отдельные группы. Они видны на диаграмме H-R ниже. На графике есть несколько конкретных звезд, но в остальном показаны только основные регионы.

    Большинство звезд, включая наше Солнце, находятся в области, называемой Главной последовательностью. Звезды главной последовательности сильно различаются по эффективной температуре, но чем они горячее, тем ярче они, поэтому главная последовательность имеет тенденцию следовать полосе, идущей из нижнего правого угла диаграммы в верхний левый. Эти звезды превращают водород в гелий в своих ядрах. Звезды проводят большую часть своего существования как звезды главной последовательности. Другими крупными группами звезд, обнаруженными на диаграмме HR, являются гиганты и сверхгиганты; светящиеся звезды, которые произошли от главной последовательности, и белые карлики. Хотя каждый из этих типов подробно обсуждается на последующих страницах, мы можем использовать их положение на диаграмме H-R, чтобы сделать вывод о некоторых их свойствах.

    Использование диаграммы H-R для определения звездных свойств

    В качестве примера рассмотрим крутые звезды М-класса. Если мы посмотрим на диаграмму H-R ниже, то увидим, что на самом деле существуют три основные группы этих звезд.

    В правом нижнем углу диаграммы мы видим две названные звезды, Проксиму Центавра и Звезду Барнарда.Они оба холодные (примерно 2500 К) и тусклые (абсолютная величина около 13, всего около 1/10 000 светимости нашего Солнца). Следуя по широкой полосе прямо вверх, мы натыкаемся на Миру, тоже крутую, но гораздо более яркую. Путешествуя дальше, мы встречаем Антарес и Бетельгейзе. Опять же, эти звезды холодные, но они чрезвычайно ярки, почти в 10 000 раз ярче Солнца. Почему эти три группы так сильно различаются по светимости?

    Ответ на этот вопрос зависит от отношения Стефана-Больцмана. Вы можете вспомнить из уравнения 4.4, что энергия, излучаемая на единицу площади поверхности в секунду, является просто функцией температуры в четвертой степени, то есть:

    l σT 4 (4.4)

    Если две звезды имеют одинаковую эффективную температуру, каждая из них имеет одинаковую выходную мощность на квадратный метр площади поверхности. Однако, поскольку диаграмма H-R показывает, что одна звезда намного ярче другой, она должна иметь большую общую выходную мощность, следовательно, должна иметь гораздо большую площадь поверхности — чем ярче звезда, тем она больше.Мы можем видеть это из полного выражения для светимости в уравнении 4.6:

    L ≈ 4π R 2 σ T 4 (4.6)

    Таким образом, разница между тремя группами звезд М-класса заключается в разнице в размерах. Это подтверждается именами, данными каждой из групп. Самые яркие из них называются сверхгигантами (классы светимости I и II), самые яркие называются гигантами (класс светимости III), а тусклые являются частью главной последовательности (класс светимости V), хотя исторически термин к этой группе относились карликовые звезды .

    Если мы посмотрим на вертикальную полосу на диаграмме H-R для более горячих звезд спектрального класса типа А, мы увидим аналогичную картину:

    В этом случае сверхгиганты Ригель и Денеб имеют ту же эффективную температуру, что и Сириус, но чрезвычайно высокую светимость. У них большие радиусы, чем у Сириуса, следовательно, большая площадь поверхности и более высокая светимость. Сириус является звездой главной последовательности, но поскольку он горячее, чем красная звезда Барнарда главной последовательности, он намного ярче ее.Если вы проследите за розовой полосой горячих звезд до нижней части диаграммы H-R, вы заметите, что она пересекает другую группу звезд, в которую входит Процион B. Это белые карлики. Они очень горячие (около 10 000 К или выше), поэтому излучают много энергии в секунду на каждый квадратный метр своей поверхности. Однако тот факт, что они такие тусклые, означает, что они должны быть очень маленькими и иметь очень маленькую площадь поверхности. Терминологию белых карликов не следует путать со старомодным термином карликовые звезды, который применялся к звездам главной последовательности. Белые карлики сильно отличаются от звезд главной последовательности, как мы увидим на следующей странице. Технически они имеют класс светосилы wd . Простые расчеты дают размер белых карликов, примерно равный размеру нашей Земли, менее 1/100 размера Солнца.

    Если мы сравним самые тусклые звезды на диаграмме H-R, мы также сможем сделать некоторые выводы. На следующей диаграмме показана нижняя область диаграммы H-R.

    Процион B и звезда Барнарда имеют одинаковую низкую светимость с абсолютной величиной около +13.Однако Процион B намного горячее, чем звезда Барнарда, поэтому излучает гораздо больше энергии в секунду на единицу площади поверхности. Учитывая, что они имеют одинаковую общую выходную мощность, Процион B должен иметь меньшую площадь поверхности, чем звезда Барнарда, то есть его радиус меньше.

    Оси на диаграмме H-R

    Это указывает на интересную и иногда сбивающую с толку особенность диаграммы H-R — шкалы на осях. В отличие от графика высота/масса ранее в этом разделе, эффективная температура не увеличивается при движении слева направо, а фактически уменьшается, то есть самая высокая температура находится на левой стороне. Если используется цветовой индекс (B-V), а не эффективная температура, то он переходит от отрицательного (синий) слева к положительному (красный) справа. Третьей альтернативой по горизонтальной оси является использование спектрального класса. Конечно, все три величины по существу показывают одно и то же. На приведенной ниже диаграмме показаны возможные оси для диаграммы H-R.

    Вертикальная ось отображает яркость звезд. Это либо отношение по сравнению с Солнцем, либо абсолютная величина M .При использовании абсолютной величины следует соблюдать осторожность: помните, что чем ниже или более отрицательна абсолютная величина, тем ярче звезда. Таким образом, самые яркие звезды появляются в верхней части диаграммы HR, а вертикальная ось имеет самое отрицательное значение M вверху.

    В некоторых случаях, например при нанесении звезд в определенное рассеянное или шаровое скопление, может использоваться видимая величина m или V , а не абсолютная величина. Это верно, поскольку все звезды в скоплении находятся на одинаковом расстоянии от нас, поэтому любые различия в видимой величине связаны с реальной разницей в светимости или M . Диаграммы, на которых V нанесены в зависимости от индекса цвета B-V, также известны как диаграммы цвет-величина .

    Диаграмма Герцшпрунга-Рассела — CESAR

                    ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА-РАССЕЛА             

     

    Общие инструкции и материалы для предоставляются на Домашнем уроке космической науки.В этом опыте мы исследуем диаграмму Герцшпрунга-Рассела.

    • Introduction to the Scientific Case (испанский) (английский)
    • Видео, связанные с научным делом.

     

    Звезды, как и Вселенная в целом, со временем эволюционируют. Они образуются в областях плотного газа, где аккреция вызывается проходящим давлением, например, от соседней сверхновой. Там, где много звезд формируются вместе (и обычно в одно и то же время), мы называем это звездным скоплением. Эти области, называемые звездными скоплениями, могут быть более или менее массивными и более или менее металлическими в зависимости от исходного облака.

    Астрономы используют диаграмму Герцшпрунга-Рассела, чтобы проследить этап эволюции звезды.

                         Диаграмма Герцшпрунга, на которой прослеживается эволюция солнцеподобных звезд. Кредиты: ЕСО

    Это график зависимости температуры от яркости, и по мере того, как звезды рождаются, живут и умирают, они движутся в соответствии с диаграммой Герцшпрунга-Резелла.

    На первом этапе облако газа и пыли начинает разрушаться само на себя.Это называется протозвездой и может быть очень энергичной стадией со струями материала, выбрасываемыми так же, как и входящими.

    Фаза протозвезд заканчивается, когда в ядре начинаются термоядерные реакции и находятся в равновесии с гравитационным коллапсом. Звезда больше не коллапсирует под действием собственной гравитации, потому что она также пытается расшириться за счет убегающей энергии, вырабатываемой в ядре.

            Гидростатическое равновесие. Кредиты: Стэндфордский университет

     

    Термоядерные реакции превращают водород в гелий.

    В течение жизни звезды происходят различные химические реакции. Уровень сложности этих реакций определяется массой звезды: самые массивные звезды производят самые эволюционировавшие элементы. Состав звезд: 91 % водорода, 8 % гелия и 1 % более тяжелых металлов.

    Эволюция звезды на протяжении ее жизни зависит от ее исходной массы. Кредиты:students.um.edu

     

    Звезды, масса которых более чем в 8-10 раз превышает массу Солнца, считаются массивными.Наше Солнце в настоящее время находится на стадии равновесия, называемой «фазой главной последовательности». Через миллиард лет он превратится в «Красного гиганта».

     

    Внутренняя структура звезд имеет форму анионной оболочки. В конце жизни массивной звезды внутренняя структура имеет такое распределение:

     

                                  Самые металлические слои находятся в самой внутренней части звезд. Кредиты: Астро Эду.

     

     

    Диаграмма Герцшпрунга-Рассела | Astronomy 801: Planets, Stars, Galaxies, and the Universe

    Дополнительная литература на сайте www.astronomynotes.com


    Как и при рассмотрении сначала орбит и гравитации планет, а затем спектров объектов и атомной физики, нам нужно будет учитывать некоторый исторический контекст, поскольку мы переходим от изучения свойств звезд к пониманию истинная физическая природа звезд. Итак, учитывая то, что мы рассмотрели на последних нескольких страницах, вы должны понимать, что астрономы давно смогли получить следующие эмпирические данные для звезд:

    • Кажущаяся яркость
    • Цвет
    • Спектр
    • Тригонометрический параллакс

    Используя математические отношения, которые мы с тех пор представили (и они были раскрыты) для параллакса, закона обратных квадратов света, закона Вина, закона Стефана-Больцмана и схемы классификации звездных спектральных классов, наблюдаемые, перечисленные выше, могли быть можно использовать для вывода следующего:

    • Расстояние
    • Светимость
    • Температура
    • Спектральный тип

    Примерно в одно и то же время два астронома построили похожие графики, исследуя отношения между свойствами звезд, и сегодня мы называем эти графики «диаграммами Герцшпрунга-Рассела» или просто диаграммами HR . Несмотря на то, что это довольно простой двухмерный сюжет, в течение следующих нескольких уроков вы увидите, насколько они эффективны для раскрытия множества информации о природе звезд.

    На истинной диаграмме HR вы бы отложили эффективную температуру звезды по оси X и светимость звезды по оси Y. Величины, которые легче всего измерить, — это цвет и величина, поэтому большинство наблюдателей откладывают цвет по оси X, а величину по оси Y и называют диаграмму «диаграммой цвет-величина» или « CMD ». «, а не диаграмма HR.

    На практике диапазон значений для звезд меньше по температуре, чем по светимости. Большинство звезд имеют температуру от 3000 К (звезды класса М) до 50 000 К (звезды О). Диапазон светимостей намного больше: самые слабые звезды могут быть в 10 000 раз слабее Солнца, а самые яркие звезды могут быть в 10 000 раз ярче Солнца. Чтобы представить этот широкий диапазон значений на одной диаграмме, ось Y диаграммы CMD или HR обычно строится в логарифмическом масштабе 90–198. Это означает, что вместо увеличения каждой отметки на оси Y на 1 единицу (1, 2, 3, 4, 5…) деления оси Y увеличиваются в 10 раз (0,001, 0,01, 0,1, 1, 10, 100, 1000…). Ось X также является логарифмической, хотя если она помечена цветом или спектральным типом, это может быть неочевидно. Еще одна особенность диаграммы HR заключается в том, что ось X отклоняется от обычных условных обозначений, то есть в левой части диаграммы находятся самые горячие звезды, а в правой — самые холодные звезды, поэтому значения по оси X уменьшаются от слева направо.Вот несколько примеров:

    Рисунок 4.6: Схематическое изображение диаграммы H-R с цветом, температурой и спектральным классом, отложенными по оси x, и светимостью и абсолютной звездной величиной, отложенными по оси y. Звезды имеют цветовую кодировку, основанную на их реальных наблюдаемых цветах. Линии нарисованы сверху, показывая классы светимости, включая карликов, гигантов и сверхгигантов.

    Если вы внимательно посмотрите на эти диаграммы, то увидите, что большая часть области графика представляет собой пустое пространство. Иными словами, большинство звезд сконцентрировано в узкой полосе, которая извивается из левого верхнего угла в правый нижний угол диаграммы.Эту полосу можно объяснить очень просто, если вспомнить соотношение светимость/температура для черных тел (и если вы понимаете, что звезды ведут себя почти как черные тела):

    L = 4π R2 σ T 4Это уравнение отображается неправильно из-за несовместимого браузера. Список совместимых браузеров см. в разделе «Технические требования» в руководстве.

    Если мы предположим, что все звезды примерно одинакового размера, то есть предположим, что R приблизительно постоянна, то приведенное выше уравнение говорит нам, что чем горячее звезда, тем ярче она будет, а поскольку L (светимость) зависит на T 4 (температура) небольшие различия в T вызовут большие различия в L.Поэтому следует ожидать, что горячие голубые звезды будут намного ярче холодных красных звезд. Верхний левый угол диаграммы ЧСС включает горячие, яркие, голубые звезды. Самые холодные звезды намного тусклее, чем горячие звезды, и они лежат в правом нижнем углу. Полоса, соединяющая горячие яркие звезды в левом верхнем углу с холодными и слабыми звездами в правом нижнем углу, называется Главной последовательностью . Большинство звезд Главной последовательности (например, Солнце, которое является звездой класса G) называют карликами , но самые горячие звезды Главной последовательности (O-звезды) иногда называют гигантами или сверхгигантами.

    Вы также должны заметить, что в правом верхнем и левом нижнем углу большинства этих диаграмм есть звезды, находящиеся за пределами Главной последовательности. Объекты в правом верхнем углу имеют ту же температуру, что и карликовые звезды класса M, но они намного ярче. Снова рассмотрим приведенное выше уравнение. Если две звезды имеют одинаковую T, единственный способ, которым одна может быть ярче другой, — это если у одной больше R. Таким образом, звезды в правом верхнем углу намного больше, чем звезды непосредственно под ними на Главной последовательности.Поскольку это красные звезды, мы называем их красными гигантами . Используя ту же логику, мы можем оценить размер звезд в левом нижнем углу диаграммы ЧСС. Они имеют ту же температуру, что и звезды O, B или A, но гораздо менее ярки. Таким образом, эти звезды должны быть намного меньше, чем звезды непосредственно над ними на Главной последовательности. Звезды этой категории называются Белые карлики .

    На следующем уроке мы потратим гораздо больше времени на изучение различных типов звезд и их расположение на диаграмме HR.

    Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

    — Universe Today

    [/caption]
    Звезды могут быть большими и маленькими, горячими или холодными, молодыми или старыми. Чтобы правильно организовать все звезды, астрономы разработали организационную систему, называемую диаграммой Герцшпрунга-Рассела. Эта диаграмма представляет собой точечную диаграмму звезд, которая показывает их абсолютную величину (или светимость) в зависимости от их различных спектральных типов и температур. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела была разработана астрономами Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом еще в 1910 году.

    Первая диаграмма Герцшпрунга-Рассела показывала спектральный класс звезд по горизонтальной оси, а затем абсолютную звездную величину по вертикальной оси. Другая версия диаграммы откладывает эффективную температуру поверхности звезды по одной оси и светимость звезды по другой.

    Используя эту диаграмму, астрономы могут проследить жизненный цикл звезд, от молодых горячих протозвезд через фазу главной последовательности до фаз умирающих красных гигантов. Он также показывает, как температура и цвет соотносятся со звездами на разных этапах их жизни.

    Если вы посмотрите на изображение диаграммы Герцшпрунга-Рассела, вы увидите диагональную линию, идущую из верхнего левого угла в нижний правый. Почти все звезды падают вдоль этой линии, и она известна как главная последовательность. Как правило, с уменьшением светимости снижается и температура. Но есть ветвь, которая идет горизонтально на отметке 100 солнечных. Это красные гиганты, приближающиеся к концу своей жизни. Они могут быть яркими и крутыми, потому что они такие большие. Но эта стадия обычно длится всего несколько миллионов лет.

    Астрономы также могут использовать диаграмму Герцшпрунга-Рассела, чтобы оценить, насколько далеко от Земли находятся звездные скопления. Нанеся на карту все звезды в скоплении, сгруппировав их вместе и сравнив их с группами звезд с известными расстояниями.

    Мы написали много статей для Universe Today о жизненном цикле звезд. Вот статья о скоплении M13 и о том, как астрономы используют диаграмму Герцшпрунга-Рассела для его изучения.

    Вот несколько хороших ресурсов в Интернете для диаграммы Герцшпрунга-Рассела.Вот очень простая версия схемы из Орегонского университета, а вот дополнительная информация.

    Мы записали выпуск Astronomy Cast о видах звезд. Слушайте здесь, Эпизод 75 – Звездное население.

    Ссылки:
    http://cse.ssl.berkeley.edu/segwayed/lessons/startemp/l6.htm
    http://cas.sdss.org/dr6/en/proj/advanced/hr/

    Нравится:

    Нравится Загрузка…

    Диаграмма Герцшпрунга-Рассела | Многоволновая астрономия

    Основные ответвления на диаграмме H-R: Диаграмма H-R является важным астрономическим инструментом для понимания эволюции звезд во времени. Звездную эволюцию нельзя изучать, наблюдая за отдельными звездами, поскольку большинство изменений происходит в течение миллионов и миллиардов лет. Астрофизики наблюдают за многочисленными звездами на разных этапах их эволюционной истории, чтобы определить их изменяющиеся свойства и вероятные эволюционные пути на диаграмме H-R. Когда абсолютная звездная величина (MV) — собственная яркость — звезд отображается в зависимости от температуры их поверхности (звездная классификация), звезды не распределяются на графике случайным образом, а в основном ограничиваются несколькими четко определенными областями.Звезды в одних и тех же регионах имеют общий набор характеристик. По мере того, как физические характеристики звезды меняются на протяжении ее эволюционной истории, меняется и ее положение на диаграмме HR, поэтому диаграмму HR также можно рассматривать как графический график звездной эволюции. По расположению звезды на диаграмме известны ее светимость, спектральный класс, цвет, температура, масса, возраст, химический состав и история эволюции. переменные цефеиды, используемые Хабблом, находятся в области, помеченной как «Сверхгиганты».Астрономы видят их как имеющие определенную видимую величину в данной галактике, знают их абсолютную величину и, следовательно, могут определить их расстояния. Так были определены расстояния до первых галактик.
    Авторы и права: НАСА/CXC/SAO

    Имея под рукой HR-диаграмму, я мог определить абсолютную звездную величину звезды по ее звездному типу. Звезды одной температуры могут иметь разные радиусы, а значит, и разные абсолютные светимости. Спектральные типы должны были быть изменены на основе модели, наблюдаемой на диаграмме HR.При данной температуре можно определить пять зон по абсолютной величине и обозначить (от самой слабой к самой яркой) как V, IV, III, II, Ia, Ib. Эта дополнительная деталь также может быть определена по спектру.

    Генриетта Ливитт из Гарвардского университета обнаружила, что звезды в определенной части диаграммы ЧСС являются переменными звездами. По их спектральным классам я мог определить их абсолютную светимость. Звезды называются переменными цефеидами. Эти звезды можно увидеть и в других галактиках, находящихся далеко от Земли.Таким образом, звезды тусклые и трудно получить спектр, обычно необходимый для получения абсолютной светимости. Однако переменные цефеиды настолько отличаются своей изменчивостью, что мы можем эффективно определить абсолютную светимость без спектра: нам просто нужна серия изображений, чтобы определить переменность. Кроме того, они являются одними из самых ярких звезд, поэтому, хотя они и кажутся слабыми, их можно увидеть на больших расстояниях.

    Кривая блеска цефеид: Переменные звезды-цефеиды расширяются и сжимаются в повторяющемся цикле изменения размеров.Изменение размера можно наблюдать как изменение видимой яркости (видимой звездной величины). Цефеиды имеют повторяющийся цикл периодического изменения — такой же регулярный, как биение сердца, с периодом от 1 до 70 дней с изменением амплитуды. величиной от 0,1 до 2,0.
    Авторы и права: НАСА/CXC/SAO

    Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

    Диаграмма Герцшпрунга-Рассела [НМСУ, Н. Фогт]
  • Но, если мы используем выборку звезд, для которых мы знаем расстояния , мы можем вычислить их собственных светимостей . Участок светимость против спектральный класс (или цвет или температура) называется диаграммой Герцшпрунга-Рассела (H-R), и есть некоторые определенные узоры внутри него.
    • Какие закономерности вы видите, когда смотрите на диаграмму H-R ниже?
    • Вы везде находите звезды на диаграмме или есть области, которые Малонаселенные и густонаселенные регионы?
    • Существует ли характерная закономерность, которой следует большинство звезд?
    • Видите ли вы тенденцию между спектральным классом и светимостью?
      [НМСУ, Н. Фогт]
    • Диаграмма H-R сыграла решающую роль в развитии нашего понимание звездного строения и эволюции.Основное направление астрономии в 1940-х и 1950-х годах строил звездные модели, которые точно предсказать соотношение светимости и температуры, наблюдаемое в H-R диаграмма.
    • А пока отметим несколько интересных моментов об отличиях между ближайшими звездами и самыми яркими звездами и используйте диаграмму H-R, чтобы демонстрируют еще одно свойство звезд.
    • Большинство звезд падают по последовательности, которая называется Главной Последовательность . Для этой последовательности существует сильная корреляция в смысле что более горячие звезды также более ярки.
  • Вот еще одна версия диаграммы H-R, показывающая распределение много близких звезд. На диаграмме ставится точка для каждой наблюдаемой звезды, и цвет точки соответствует звездной температуре. Обратите внимание, как Основная часть звезд расположена вдоль Главной последовательности, в то время как гиганты и карлики популяции более редкие (более редкие). Где находится Солнце на диаграмме H-R?
  • Измерьте массы всех звёзд, которые мы сможем найти (используя методы, которые мы обсуждали для бинарных систем) и мы обнаружим соотношение массы и светимости для Звезды Главной последовательности.
    [НМСУ, Н. Фогт]
  • Масса и светимость пропорциональны либо – внутренне яркие звезды также очень массивны, а сами по себе слабые звезды, как правило, довольно низкая масса. Это говорит нам о том, что основная последовательность в H-R Диаграмма представляет собой не только последовательность светимости , но и массу последовательность!
    [НМСУ, Н. Фогт]
  • Более массивная звезда создает более сильное гравитационное поле, чем менее массивный. Это создает более высокое давление в звездном ядре, что означает что звезда преобразует свое топливо в энергию быстрее и эффективнее. Хотя звезды с большой массой имеют больший запас топлива, чем звезды с малой массой, они прогорают быстрее (отсюда и намного ярче), поэтому их Главные Время жизни последовательности намного короче.
    Спасибо Майку Bolte (UC Santa Cruz) за основное содержание этого слайда.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела и звездные скопления | Изображение Вселенной

Ресурсы: Рабочий лист

Терминология: кажущаяся величина, цветовой индекс, спектральный тип

Демонстрации: H-R Diagram Mobile

Яркость, светимость и величины

Когда вы наблюдаете за звездой в телескоп, вы на самом деле измеряете ее яркость, а не светимость.Светимость (L) и яркость (B) связаны законом обратных квадратов

.

, где d — расстояние до звезды. Древние астрономы измеряли яркость звезд, ранжируя их по внешнему виду. В логарифмической шкале величин самые яркие звезды имеют наименьшие числа, а самые тусклые звезды имеют самые большие числа. Например, звезда с величиной -1 ярче звезды с величиной 2.

Мы используем две шкалы величин для описания яркости звезд.Во-первых, это видимая величина, которую обычно измеряют с помощью телескопа. Второй — абсолютная величина, то есть насколько яркой была бы звезда, если бы она находилась на расстоянии 10 парсек. Две шкалы связаны числом

.

М = м — 5 log 10  (д/10)

, где M — абсолютная величина, m — видимая величина, а d — расстояние в парсеках.

Индекс цвета

Индекс цвета – это простое числовое выражение, определяющее цвет объекта, который в случае звезды определяет его температуру.Чтобы измерить индекс, наблюдают величину объекта последовательно через два разных фильтра, таких как U и B или B и V, где U чувствителен к ультрафиолетовым лучам, B чувствителен к синему свету, а V чувствителен к видимому. (зелено-желтый) свет (см. также: система UBV). Разница в величинах, обнаруженная с помощью этих фильтров, называется индексом цвета UB или B–V соответственно. Чем меньше показатель цвета, тем более синий (или горячее) объект. И наоборот, чем больше показатель цвета, тем краснее (или холоднее) объект.

Спектральные типы и звездная классификация

Звезды классифицируются по температуре и светимости. Мы используем шкалу Моргана-Кинана для спектральных классов, распределяя звезды по классам «O», «B», «A», «F», «G», «K» или «M». Спектральный класс звезды обозначает ее температуру, при этом O-звезды являются самыми горячими и массивными, а M-звезды являются самыми холодными и имеют наименьшую массу. Спектральные типы звезд далее подразделяются по шкале от 0 до 9, где 0 горячее, чем 9.Например, звезда O8 горячее звезды O9, и обе они намного горячее звезды G0.

Спектральная классификация Моргана-Кинана. Изображение предоставлено здесь.

Диаграммы Герцшпрунга-Рассела

H-R диаграмма 23 000 наблюдаемых звезд Млечного Пути взята из каталогов Hipparcos и Gliese.

Author: alexxlab

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован.