Diagrama Hertzsprung-Russell

Figura exprimă relația dintre luminanță și o temperatură (clasa spectrală sau indicele de culoare) stele. În Hertzsprung - diagrama Russell similară în proprietățile fizice ale stelelor ocupă zone separate: vedetele principale de secvență, supergigante secvență de giganți luminoase și slab subgiants, subdwarfs, pitice albe și altele.

Henry Norris Russell (Russell) Henry Norris Russell, (1877-1957).

astrofizician american. Născut în Oyster Bay (New York), în preotul familiei. A absolvit Universitatea Princeton, un profesor de astronomie si director al Observatorului de la Universitatea Princeton. Pentru o lungă perioadă de timp, Russell a fost cercetarea legătura dintre spectrele de stele și luminozitatea lor, ca urmare, indiferent de HR - a construit o diagramă care leagă caracteristicile spectrale și luminozitatea de stele. El a creat una dintre primele teorii ale evoluției stelare.

Din păcate, Russell a făcut, așa cum este acum considerat a fi în conformitate cu teoria modernă, concluzii eronate cu privire la modul în care stea în continuă evoluție. În opinia sa, și opinia multor astrofizicieni din trecut, evoluția stelelor au început cu apariția sa ca un gigant roșu, și în cele din urmă sa încheiat cu degenerarea progresivă a stelei într-o pitică albă.

Dar acest lucru nu a diminuat savantului meritul științific în astronomie și în crearea diagramei, care este numele lui.

dezvoltarea astrofizicii spulberate multe concepții greșite despre evoluția stelelor, realitatea a fost mult mai complicat, dar mai interesant.

Einar Hertzsprung Ejnar Hertzsprung, (1873-1967).

astronom danez. Născut în orașul Helsingor, în apropiere de Copenhaga. A absolvit Institutul Politehnic din Copenhaga, inginer chimist de specialitate. După ce a studiat la Institutul a lucrat în Sankt Petersburg timp de trei ani. Revenind acasă, el a început să studieze astronomia, în același timp petrecut observații fotografice la observator, Universitatea din Copenhaga și un mic observator „Urania“. Cercetarile sale a făcut o impresie asupra directorului Observatorului Potsdam Karl Schwarzschild, care a invitat HR prima la Universitatea din Göttingen și apoi în Potsdam Observatorul (1909). Din 1919 Hertzsprung a lucrat la Observatorul Leiden, în 1935, a devenit directorul acesteia. După retragerea sa, el sa întors în Danemarca și a continuat studiile la observatorul din Brorfelde.

Bine de știut:

Relația masă-luminozitate pentru stele principale-secvență.

Luminosity L (erg / c) secvența principală aproximativ proporțională cu greutatea sa, gradul de 3,5 sau 4:

Un astfel de raport a fost derivat din definiția masei și luminozitate atunci când este observată, dar, de asemenea, confirmată prin calcule modele stelare.

Acest lucru înseamnă că steaua este de două ori mai masivă ca soarele are o luminozitate de 11 ori mai mare decât soarele. Cea mai masivă stea de secvență principală de aproximativ 60 de ori mai mare decât Soarele și sunt, respectiv, luminozitate de aproape un milion de ori mai mare decât soarele.

Pentru stelele cele mai masive

Durata de viață a stelelor de pe secvența principală.

După cum este bine cunoscut, stele petrec majoritatea vieții lor pe secvența principală. Prin urmare, o întrebare interesantă: este posibil să știu cât timp trăiesc stelele de pe secvența principală? Este posibil și noi suntem acum acest lucru se va face.

Simplist, durata de viață egală cu raportul dintre energie care poate fi emisă, adică, este stocată în stea, la eliberarea energiei stea pe unitate de timp (această luminozitate L).

Energia emisă de o stea în timp t. egală cu produsul dintre luminozitatea la momentul respectiv:

Conform ecuației lui Einstein:

Prin urmare, t = Mc 2 / L,

ținând seama de legile relație de masă-luminozitate, obținem:

sau în unități solare:

Astfel, în cazul în care durata de viață estimată a Soarelui (t☉) pe secvența principală este de 10 10 ani, steaua de 10 ori mai masive decât Soarele va trăi aproximativ 1000 de ori mai mică decât cea Iulie 10 de ani. Deoarece pentru stelele cele mai masive L

M, apoi, creșterea masei lor, durata de viață încetează să crească și tinde la valoarea

3,5 mil. De ani. că veți fi de acord, standardele de spațiu foarte mic.

Deci, stelele mai masive traiesc viata rapid mai mult decât mai puțin masive. S-ar părea că stelele au o cantitate mai mare de hidrogen a trebuit să ardere ar cheltui mai mult, dar nu este, pentru că ei folosesc resursele lor mai intens.

magnitudine absolută. și anume masura luciu este exprimat prin cantitatea de energie emisă de stea. Acesta poate fi calculată teoretic, cunoscând distanța până la steaua.

În 1913, # X301; Astronomul danez Einar Hertzsprung și SUA Henry Norris Fe # X301; Scelle venit independent la aceeași idee de a construi graficul teoretic leagă doi parametri stelar principale - temperatură și magnitudine aparentă absolută. Rezultatul este o diagramă, care au fost atribuite numele a doi astronomi - Hertzsprung-Fe # X301; Scelle (scurt DRU.). sau, mai simplu, graficul G-P. După cum vom vedea, The Hertzsprung-Re # X301; Scelle ajută să înțeleagă evoluția stelelor. Mai mult decât atât, este utilizat pe scară largă pentru a determina distanțele la roiuri.

Fiecare punct al stelei corespunde acestei diagrame. Axa # X301; ordonată (axa verticală) este reprezentată grafic luminozitatea stelei, iar pe axa # X301; abscisa (axa orizontală), temperatura suprafeței sale. Dacă ECE # X301, stelele pentru a determina temperatura sa, apoi la dispoziția noastră va fi una dintre valorile care sunt necesare pentru a parcelei G-P. Dacă știți distanța până la steaua, apoi luminozitatea aparentă a luminozității cerului poate fi determinată. Apoi, la dispoziția noastră sunt ambele valori # X301, necesare pentru a parcelei G-P, și vom putea pune pe acest punct diagramă, care corespunde cu steaua noastră.

Sun plasat pe graficul opus luminozitate 1 și deoarece temperatura suprafeței Soarelui este de 5800 de grade, este aproape în graficul de mijloc T-P.

Stelele, luminozitatea care mai solare, situată în diagrama de mai sus. De exemplu, numărul 1000 înseamnă că, la acest nivel sunt plasate stelele, a căror luminozitate este de 1000 de ori luminozitatea solară.

Stele mai puțin de luminozitate, cum ar fi Sirius B - pitic alb din sistemul Sirius, - se află dedesubt. Stelele sunt fierbinte # X301, e Soarelui, cum ar fi Sirius A și Zeta Aurigae B - sistem stea fierbinte de Zeta Aurigae și Sleep # X301, ka din constelația Fecioarei, se află în partea stângă a soarelui. stele Cooler ca Betelgeuse este o supergiganta roșie și a sistemului Zeta Aurigae au dreptate.

Deoarece stelele reci emit lumină roșie, și cald - alb sau albastru, apoi diagrama de pe dreapta este o stea roșie, iar stânga - alb sau albastru. În partea de sus a graficului sunt stele cu o mare luminozitate, iar în partea de jos - un mic.

secvență principală

Cele mai multe dintre stelele din diagrama G-P, situată în diagonală banda # X301;, mergând de la stânga sus spre dreapta jos. Această bandă # X301; Acesta a numit „secvența principală“. Stele, situat pe ea, numit „stelele principale de secvență.“ Soarele nostru face parte din stelele din secvența principală și este situată în partea din ea care corespunde stele galbene. În partea de sus a secvenței principale sunt stelele cele mai luminoase și calde, iar pe dreapta în partea de jos - cea mai plictisitoare și, ca rezultat, a trăit lung.

Principalele stele secvență sunt foarte „calm“ și faza stabilă a existenței sale, sau, cum se spune, faza de viață.

Sursa de energie sunt reacție de fuziune termonucleară de heliu din hidrogen. Conform estimărilor actuale ale teoriei evoluției stelare, această fază este de aproximativ 90% din viața oricărei stele. Acesta este motivul pentru care cele mai multe dintre stelele fac parte din secvența principală.

Conform teoriei evoluției stelare, atunci când rezervele de hidrogen în măruntaiele stele se încheie, ea părăsește secvența principală, sprijinindu-se spre dreapta. În acest caz, temperatura stelei este întotdeauna în scădere, iar dimensiunea crește rapid. Acesta începe un complex, din ce în ce accelerează mișcarea stelelor pe diagramă.

giganți roșii și pitice albe

Separat - dreapta și deasupra secvenței principale este un grup de stele, cu o luminozitate foarte mare, în cazul în care temperatura este relativ scăzut astfel stele # X301; - așa-numitele roșu-stele sunt giganți și supergigante. Aceste stele rece (aproximativ 3000 ° C), care, cu toate acestea, sunt mult mai luminoase stele în același punct în secvența primară. Un centimetru pătrat din suprafața stelei rece emite o a doua cantitate relativ mică de energie. Cea mai mare luminozitate totală a stelei, deoarece marele # X301; suprafața sa: steaua trebuie să fie foarte mare. Giga # X301; stele ntami numit un diametru mai mare decât diametrul soarelui de 200 de ori.

În mod similar, putem considera, iar partea din stânga jos a graficului. Există stele fierbinte aranjate cu luminozitate scăzută. Deoarece centimetru pătrat din suprafața corpului cald emite o mulțime de energie în al doilea, și stelele din colțul din stânga jos al graficului au luminozitate scăzută, atunci trebuie să concluzionăm că acestea sunt mici. stânga jos, poziționând astfel # X301, sunt pitice albe. dimensiuni foarte dense si compacte ale stelelor, în medie, de 100 de ori mai mici decât Soarele, un diametru comparabil cu diametrul planetei noastre. Un astfel de stele, de exemplu, - prin satelit Sirius, numit Sirius B.

secventa Steaua HR-Fe diagrama # X301; Scelle referință numerotare adoptată în

În Hertzsprung-Re # X301, cu excepția Scelle am discutat mai sus secvențe, astronomii emit de fapt, câteva secvențe, iar secvența principală are un V. număr de cod Acestea sunt:

Ia - o secvență de supergigante luminoase
Ib - supergigante secventa slab
II - o secvență de giganți luminoase
III - o secvență de giganți slabi
secvență subgiants, - IV
V - secvență principală,
VI - Secvența Subki # X301; rlikov,
VII - o secvență de pitice albe.

Conform acestei clasificări, Soarele nostru cu clasa sa spectrale desemnate ca G2 G2V.

Astfel, din considerații generale, cunoscând strălucire # X301; poduri și temperatura de suprafață poate fi estimată mărimea stelei. Temperatura ne spune cât de multă energie este emisă pe centimetru pătrat de suprafață. Luminozitatea egală cu energia care radiază stea pe unitatea de timp, vă permite să cunoașteți valoarea # X301; suprafață radiantă, și, prin urmare, raza stelei.

De asemenea, este necesar să se facă Ogove # X301, CGS, care măsoară intensitatea luminii care vine la noi de la stele, nu este atât de simplu. atmosfera Pamantului nu este totul transmite radiații. Korotkovolno # X301, lumină nouă, de exemplu, în regiunea ultravioletă a spectrului nu ajunge la noi. Ar trebui totuși remarcat faptul că steaua vizibilă a măreției # X301, noi, obiectele îndepărtate sunt slăbite, nu numai prin absorbția atmosferei Pământului, dar și din cauza absorbției prafului de # X301 lumină; nkami, existente în spațiul interstelar. Este clar că din acest factor de interferență nu se poate complet, chiar și telescopul spațial, care operează în afara atmosferei Pământului.

Dar intensitatea luminii care trece prin atmosferă, poate fi măsurată în diferite moduri. Ochiul uman vede doar o parte a luminii radiante # X301, emogo Soare și stele. Razele de lumină de lungimi diferite, cu o culoare diferită, nu același efect intens asupra retinei ochiului, placa fotografică sau o fotografie # X301 electronice; m. Pentru a determina stelele de luminozitate iau în considerare numai lumina care este percepută de ochiul uman. Prin urmare, măsurarea trebuie să utilizeze instrumente care utilizează filtre de culoare mimează sensibilitatea de culoare a GLA # X301 uman, pentru. Prin urmare, diagramele G-P de multe ori în loc de adevăratul punct de luminanță luminozitate în spectrul vizibil, cu ochiul liber. Este, de asemenea, numit luminozitatea vizuală. Maretia # X301, ne-adevărat (bolometric) luminozitate și vizual poate diferi destul de puternic. De exemplu, o stea a cărei masă este de 10 ori mai mult solar, emite aproximativ 10 de mii de ori mai multă energie decât soarele, în timp ce în domeniul vizibil al spectrului este de numai 1000 de ori mai strălucitoare decât soarele. Din acest motiv, tipul spectral al stelei de azi de multe ori înlocuit cu alt parametru echivalent numit „indicele de culoare“; sau „indicele de culoare“. indicat pe orizontală axa # X301; diagramă. În astrofizică modernă, codul de culoare este, de fapt, diferența dintre magnitudinile stelare de stele in diferite benzi spectrale (făcute pentru a măsura diferența dintre valorile stelare din partea albastră și vizibilă a spectrului este numit # X301; emuyu BV sau B minus V de la Blue engleză și vizibil) . Acest parametru indică distribuția cantitativă a energiei, care emite stea la diferite lungimi # X301; Nah valuri, și este direct legată de temperatura suprafeței stea.

Dl P diagramă este dat de obicei în următoarele coordonate:
1. Luminozitatea - temperatura efectivă.
2. absolută magnitudinea - indicele de culoare.
3. absolută Magnitudinea - clasa spectrală.

Sensul fizic al diagramei D-P

Sensul fizic al diagramei D-P este că, după aplicarea pe acesta numărul maxim de stele observate experimental în locația lor # X301; INJ poate identifica modele de distribuție a acestora prin raportul spectrului și luminozitate. Dacă între # X301 lumină, poduri și temperatura lor a fost nici o dependență, toate stelele vor fi distribuite uniform pe un grafic. Dar graficul dezvăluie mai multe modele de distribuție a grupurilor de stele, numai că am considerat, este o secvență.

Hertzsprung-Re # X301; Scelle are un mare ajutor în studiul evoluției stelelor de-a lungul existenței lor. Dacă ar fi posibil să se urmărească evoluția stelelor pe tot parcursul vieții ei, și anume, în termen de câteva sute de milioane sau chiar miliarde de ani, ne-ar vedea deplasarea lentă a diagramei D-P, în conformitate cu modificările caracteristicilor fizice. Mișcarea de stele din diagrama în funcție de vârstă se numește piste evolutive.

Cu alte cuvinte, graficul G-P ajută să înțeleagă cum stele evoluează de-a lungul existenței sale. Calculul Inverse prin această diagramă se poate calcula distanța până la steaua.

# 10148; Citește mai departe: Apariția elementelor chimice în stele