Діаграма Герцшпрунга-Рассела
Діаграма Герцшпрунга-Рассела
Діаграма висловлює зв'язок між світністю і температурою (спектральним класом чи показником кольору) зірок. На діаграмі Герцшпрунга - Рассела близькі за фізичними властивостями зірки займають відособлені області: головну послідовність зірок, послідовності надгігантів, яскравих і слабких гігантів, субгігант, субкарликов, білих карликів і ін.
Генрі Норріс РАССЕЛ (Рессель) Henry Norris Russell, (1877-1957).
Американський астрофізик. Народився в Ойстер-Бей (штат Нью-Йорк) в сім'ї священика. Закінчив Прінстонський університет, професор астрономії, директор обсерваторії Прінстонського університету. Довгий час Рассел займався дослідженням зв'язку між спектрами зірок і їх світністю, в результаті чого, незалежно від Герцшпрунга - побудував діаграму, яка б пов'язала спектральні характеристики і світність зірок. Створив одну з перших теорій еволюції зірок.
На жаль, Рессел зробив, як зараз вважається відповідно до сучасної теорією, помилкові висновки про те, як еволюціонують світила. На його думку, та й на думку багатьох астрофізиків минулого, еволюція зірки брала свій початок з її виникнення у вигляді червоного гіганта і з часом закінчувалася поступовим виродженням зірки в білий карлик.
Але це анітрохи не зменшує наукових заслуг вченого в астрономії і в створенні діаграми, яка носить і його ім'я.
Розвиток астрофізики розвіяло багато хибні уявлення про еволюцію зірок, дійсність виявилася складніше, але цікавіше.
Ейнар Герцшпрунга Ejnar Hertzsprung, (1873-1967).
Данська астроном. Народився в містечку Фредериксборг поблизу Копенгагена. Закінчив Копенгагенський політехнічний інститут, отримавши спеціальність інженера-хіміка. Після навчання в інституті протягом трьох років працював в Харкові. Повернувшись на батьківщину, почав вивчати астрономію, одночасно проводив фотографічні спостереження в обсерваторії Копенгагенського університету і невеликий обсерваторії «Уранія». Його дослідження справили враження на директора Потсдамської обсерваторії К. Шварцшильда, який запросив Герцшпрунга спочатку до Геттінгенського університету, а потім в Потсдамскую обсерваторію (1909). З 1919 року Герцшпрунг працював в Лейденської обсерваторії, в 1935 році став її директором. Вийшовши у відставку, повернувся в Данію і продовжив дослідження в обсерваторії в Брорфельде.
Цікаво знати:
Залежність маса-світність для зірок головної послідовності.
Світність зірки L (ерг / c) головної послідовності грубо пропорційна її масі в ступені 3.5 або 4:
Таке співвідношення було виведено з визначення мас і светимостей при спостереженнях, але воно також підтверджується розрахунками зіркових моделей.
Це означає, що зірка в два рази масивніше Сонця має світність в 11 разів більшу, ніж Сонце. Найбільш масивні зірки головної послідовності приблизно в 60 разів масивніше Сонця і відповідно мають світності майже в мільйон разів більше сонячної.
Для найбільш масивних зірок:
Час життя зірок на головній послідовності.
Як відомо, зірки проводять більшу частину свого життя на головній послідовності. Тому цікавим є питання: чи можна дізнатися, скільки часу зірки живуть на головній послідовності? Можна і ми з Вами зараз це зробимо.
Спрощено, час життя дорівнює відношенню енергії, яка може бути випромінюючи, тобто запасена в зірці, до виділення зіркою енергії в одиницю часу (це світність L).
Енергія, яку випромінює зіркою за час t. дорівнює добутку світимості на цей час:
Відповідно до рівняння Ейнштейна:
Звідси, t = Mc 2 / L,
враховуючи закон маса-світність, отримуємо:
або в сонячних одиницях:
Таким чином, якщо розрахунковий час життя Сонця (t☉) на головній послідовності становить 10 10 років, то зірка в 10 разів масивніше Сонця буде жити приблизно в 1000 разів менше тобто 10 7 років. Так як для найбільш масивних зірок L
M, то, у міру збільшення їх маси, час життя перестає збільшуватися і прагне до величини
3.5 млн. Років. що, погодьтеся, дуже мало за космічними мірками.
Отже, більш масивні зірки живуть більш швидкої життям, ніж менш масивні. Здавалося б, що зірки, які мають більшу кількість водню для горіння повинні були б витрачати його довше, але це не так, тому що вони використовують свої ресурси інтенсивніше.
Абсолютна зоряна величина. тобто міра блиску, виражається кількістю енергії, випромінюваної зіркою. Її можна обчислити теоретично, знаючи відстань до зірки.
У 1913 році # x301; датський астроном Ейнар Герцшпрунг і американський Генрі Норріс Ре # x301; Ссель незалежно один від одного прийшли до однієї ідеї побудувати теоретичний графік, що зв'язує два основних зіркових параметра - температуру і абсолютну зоряну величину. В результаті вийшла діаграма, якої було присвоєно імена двох астрономів - діаграма Герцшпрунга-Ре # x301; Ссель (скор. HRD). або, простіше, діаграма Г-Р. Як ми побачимо далі, діаграма Герцшпрунга-Ре # x301; Ссель допомагає розібратися в еволюції зірок. Крім того, вона широко застосовується і для визначення відстаней до зоряних скупчень.
Кожній точці на цій діаграмі відповідає зірка. По осі # x301; ординат (вертикальна вісь) відкладена світність зірки, а по осі # x301; абсцис (горизонтальна вісь) температура її поверхні. Якщо по коль # x301; ту зірки визначити її температуру, то в нашому розпорядженні буде одна з величин, потрібних для побудови діаграми Г-Р. Якщо відома відстань до зірки, то по її видимої яскравості на небі можна визначити світність. Тоді в нашому розпорядженні будуть обидві величини # x301 ;, необхідні для побудови діаграми Г-Р, і ми зможемо поставити на цій діаграмі точку, яка відповідає нашій зірці.
Сонце поміщається на діаграмі навпаки світності 1, а оскільки температура поверхні Сонця становить 5800 градусів, то воно виявляється майже в середині діаграми Г-Р.
Зірки, світність яких більше сонячної, розташовані на діаграмі вище. Наприклад, числа 1000 означає, що на цьому рівні розміщуються зірки, світність яких в 1000 разів більше світності Сонця.
Зірки з меншою світність, як, наприклад, Сіріус B - білий карлик з системи Сіріуса, - лежать нижче. Зірки, які гарячо # x301; е Сонця, як, наприклад, Сіріус А і Дзета Візничого В - гаряча зірка з системи Дзета Візничого і Спи # x301; ка із сузір'я Діви, лежать зліва від Сонця. Більш холодні зірки, як Бетельгейзе і червоний надгігант з системи Дзета Візничого, лежать праворуч.
Оскільки холодні зірки випромінюють червоне світло, а гарячі - білий або блакитний, то на діаграмі праворуч розташовані червоні зірки, а зліва - білі або блакитні. Вгорі на діаграмі лежать зірки з великої світності, а внизу - з малої.
Головна послідовність
Більша частина зірок на діаграмі Г-Р розташовується в межах діагональної смуги # x301 ;, що йде з верхнього лівого кута в нижній правий. Ця смуга # x301; називається "головною послідовністю". Зірки, що розташовуються на ній, називаються "зірками головної послідовності". Наше Сонце відноситься до зірок головної послідовності і розташоване в тій її частині, яка відповідає жовтим зіркам. У верхній частині головної послідовності розташовані найяскравіші і гарячі зірки, а справа внизу - самі тьмяні і, як наслідок, довгоживучі.
Зірки головної послідовності знаходяться в самій "спокійній" і стабільній фазі свого існування, або, як прийнято говорити, фазі життя.
Джерелом їх енергії є термоядерні реакції синтезу гелію з водню. За сучасними оцінками теорії зоряної еволюції, ця фаза становить близько 90% життя будь-якої зірки. Саме тому більшість зірок належить головній послідовності.
Відповідно до теорії зоряної еволюції, коли запаси водню в надрах зірки закінчуються, вона залишає головну послідовність, відхиляючись вправо. При цьому температура зірки завжди падає, а розмір швидко зростає. Починається складне, все більш прискорене рух зірки по діаграмі.
Червоні гіганти і білі карлики
Окремо - правіше і вище головної послідовності розташована група зірок з дуже високою світністю, причому, температура таких зірок відносно низька # x301; - це так звані червоні зірки-гіганти і надгіганти. Це холодні зірки (приблизно 3000 ° С), які, однак, набагато яскравіше зірок з такою ж температурою, що знаходяться в головній послідовності. Один квадратний сантиметр поверхні холодної зірки випромінює в секунду відносно мала кількість енергії. Велика загальна світність зірки пояснюється тим, що велика # x301; площа її поверхні: зірка повинна бути дуже великою. Гіга # x301; нтамі називають зірки, діаметр яких більший за діаметр Сонця в 200 разів.
Точно так само ми можемо розглянути і ліву нижню частину діаграми. Там розташовані гарячі зірки з низькою світністю. Оскільки квадратний сантиметр поверхні гарячого тіла випромінює в секунду багато енергії, а зірки з лівого нижнього кута діаграми мають низьку світність, то ми повинні прийти до висновку, що вони невеликі за розмірами. Зліва внизу, таким чином, маючи в своєму розпорядженні # x301; ються білі карлики. дуже щільні і компактні зірки розмірами в середньому в 100 разів менше Сонця, діаметром, порівнянним з діаметром нашої планети. Одна з таких зірок, наприклад, - супутник Сіріуса, званий Сіріус B.
Зоряні послідовності діаграми Герцшпрунга-Ре # x301; Ссель в прийнятій умовної нумерації
На діаграмі Герцшпрунга-Ре # x301; Ссель крім розглянутих нами вище послідовностей, астрономи фактично виділяють ще кілька послідовностей, а головна послідовність має умовний номер V. Перерахуємо їх:
Іа - послідовність яскравих надгігантів,
Ib - послідовність слабких надгігантів,
II - послідовність яскравих гігантів,
III - послідовність слабких гігантів,
IV - послідовність субгігант,
V - головна послідовність,
VI - послідовність СУБК # x301; рліков,
VII - послідовність білих карликів.
Відповідно до такої класифікації, наше Сонце з його спектральним класом G2 позначають як G2V.
Таким чином, вже з загальних міркувань, знаючи світи # x301; ність і температуру поверхні, можна оцінити розмір зірки. Температура говорить нам, скільки енергії випромінює один квадратний сантиметр поверхні. Світність, що дорівнює енергії, яку випромінює зірка за одиницю часу, дозволяє дізнатися величину # x301; поверхні, що випромінює, а отже, і радіус зірки.
Необхідно також зробити Огове # x301; рку, що виміряти інтенсивність світла, що приходить до нас від зірок, не так-то просто. Атмосфера Землі пропускає не все випромінювання. Короткохвиль # x301; вий світ, наприклад, в ультрафіолетовій області спектра, не доходить до нас. Слід ще зазначити, що видимі зоряні величи # x301; ни віддалених об'єктів послаблюються не тільки внаслідок поглинання атмосферою Землі, але ще й через поглинання світла пилу # x301; нкамі, наявними в міжзоряному просторі. Зрозуміло, що від цього заважає фактора не можна позбавити навіть космічний телескоп, який працює поза атмосферою Землі.
Але і інтенсивність світла, що пройшло крізь атмосферу, можна вимірювати по-різному. Людське око сприймає лише частину світу, випромінюючи # x301; емого Сонцем і зірками. Світлові промені різної довжини, що мають різний колір, не однаково інтенсивно впливають на сітківку ока, фотопластинку або електронний фото # x301; метр. При визначенні світності зірок враховують лише світло, який сприймається людським оком. Отже, для вимірювань треба використовувати інструменти, які за допомогою кольорових фільтрів імітують колірну чутливість людського гла # x301; за. Тому на діаграмах Р-Р часто замість справжньої світності вказують світність у видимій області спектра, яка сприймається оком. Її називають також візуальної світність. Величи # x301; ни істинної (Болометрична) і візуальної світності можуть відрізнятися досить сильно. Так, наприклад, зірка, маса якої в 10 разів більше сонячної, випромінює приблизно в 10 тисяч разів більше енергії, ніж Сонце, в той час як у видимому діапазоні спектра вона всього в 1000 разів яскравіша за Сонце. З цієї причини спектральний тип зірки сьогодні часто замінюють на інший еквівалентний параметр, званий "показником кольору"; або "індексом кольору". відображається на горизонтальній осі # x301; діаграми. У сучасній астрофізиці індекс кольору являє собою, по суті, різницю між зоряними величинами зірки в різних діапазонах спектру (прийнято вимірювати різницю між зоряними величинами у синій і видимої частини спектра, називаючи # x301; емую BV або B мінус V від англійської Blue і Visible) . Цей параметр показує кількісний розподіл енергії, яку зірка випромінює на різних дли # x301; нах хвиль, а це безпосередньо пов'язано з температурою поверхні зірки.
Діаграма Г-Р зазвичай наводиться в наступних координатах:
1. Світність - ефективна температура.
2. Абсолютна зоряна величина - показник кольору.
3. Абсолютна зоряна величина - спектральний клас.
Фізичний сенс діаграми Г-Р
Фізичний сенс діаграми Г-Р полягає в тому, що після нанесення на неї максимального числа експериментально спостережуваних зірок, на їхню расположе # x301; нию можна визначити закономірності їх розподілу по співвідношенню спектра і світності. Якби між світи # x301; мости і їх температурами не було ніякої залежності, то всі зірки розподілялися б на такий діаграмі рівномірно. Але на діаграмі виявляються кілька закономірно розподілених угруповань зірок, щойно розглянутих нами, званих послідовностями.
Діаграма Герцшпрунга-Ре # x301; Ссель надає величезну допомогу у вивченні еволюції зірок протягом їх існування. Якби було можливим простежити за еволюцією зірки протягом всього її життя, тобто протягом декількох сотень мільйонів або навіть декількох мільярдів років, ми б побачили її повільне зміщення по діаграмі Г-Р відповідно до зміни фізичних характеристик. Пересування зірок по діаграмі в залежності від віку називають еволюційними треками.
Іншими словами, діаграма Г-Р допомагає зрозуміти, як зірки еволюціонують протягом усього свого існування. Зворотним розрахунком за допомогою цієї діаграми можна обчислити відстані до зірок.
# 10148; Новомосковскйте далі: Виникнення хімічних елементів в зірках