Помощь по Теле2, тарифы, вопросы

Звезды. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.

Сопоставление светимостей звезд с их спектральными классами впервые было сделано в начале XX века Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом, поэтому диаграмму спектр-светимость часто называют диаграммой Герцшпрунга–Рассела. На этой диаграмме по оси абсцисс откладываются спектральные классы (или эффективные температуры), по оси ординат – светимости L (или абсолютные звездные величины М). Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые называют последовательностями.

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела.

Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу. Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью. По распределению звезд в соответствии с их светимостью и температурой на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделены следующие классы светимости:

• сверхгиганты – I класс светимости;
• гиганты – II класс светимости;
• звезды главной последовательности – V класс светимости;
• субкарлики – VI класс светимости;
• белые карлики – VII класс светимости.

Принято указывать класс светимости после спектрального класса звезды. Солнце – звезда G2V. В настоящее время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики. Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов.

Выяснилось, что положение звезды на диаграмме Герцшпрунга – Рассела изменяется в зависимости от возраста звезды. Большую часть своей жизни звезда проводит на главной последовательности. В этот период ее цвет, температура, светимость и другие параметры почти не меняются. Но до того, как звезда достигнет этого устойчивого состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет красный цвет и в течение короткого времени большую светимость, чем будет иметь на главной последовательности.

Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет. Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами. Стадии эволюции звезды после главной последовательности также короткие. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, очень массивные звезды – красными сверхгигантами. Звезда быстро увеличивается в размере, и ее светимость возрастает. Именно эти фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга–Рассела. В 1911–24 гг. астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М, и построили диаграмму масса–светимость.

Термоядерный механизм излучения звезды качественно объясняет зависимость масса–светимость: чем больше масса, тем больше светимость. Действительно, при большей массе в недрах звезды достигаются более высокие температуры. Вероятность реакций синтеза возрастает, соответственно выделяется больше энергии и увеличивается светимость звезды.

Источник информации: "Открытая Астрономия 2.5", ООО "ФИЗИКОН"

Оригинал взят у taurus_ek в Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (лабораторная работа)

Сто лет назад два астронома, Герцшпрунг и Рассел, независимо друг от друга предложили способ визуализации физических параметров звезд. Они отмечали положение каждой звезды на координатной плоскости по двум координатам: по спектральному классу на горизонтальной оси и по светимости на вертикальной. То есть так, что горячие голубые звезды расположены на диаграмме слева, холодные красные - справа; яркие - наверху, тусклые - внизу.

На такой диаграмме легко увидеть глазами связь двух характеристик - яркости и температуры звезд - и понять статистику звездного населения по этим параметрам.

Если бы все звезды были похожи на Солнце, то они попали бы в одну компактную область в центре диаграммы. Если бы звезды имели, скажем, одну температуру и, соответственно, один цвет, но разную яркость, то диаграмма представляла бы собой вертикальную полосу. Если бы звезды были все разные, и корреляции между светимостью и температурой не было бы, то диаграмма Герцшпрунга-Рассела оказалась равномерно засеяна точками, как старая фотография в деревенском доме засижена мухами. И так далее.

Оказалось, однако, что структура такой диаграммы довольно сложная.

Звезды формируют на диаграмме выраженные заполненные области, а в других частях диаграммы их совсем нет. Изучение структуры позволило выявить "ветви", которые формируются звездами разных классов светимости. Полоса, начинающаяся в левом верхнем углу среди ярких горячих звезд и спускающаяся вниз к слабым оранжевым и затем красным - так называемая "главная последовательность ", включающая основную массу, 90% всех звезд; справа от нее - большая группа гигантов , над ней - сверхгиганты . Сейчас астрономы выделяют восемь классов светимости от 0 - гипергигантов до VII - белых карликов, да еще добавляют подклассы.

Позже выяснилось, что на диаграмме Герцшпрунга-Рассела можно обнаружить множество закономерностей и особенностей: астрометрических, астрофизических, эволюционных, - провести кривые масс, эволюционные треки и т.п. В общем, это оказался очень мощный инструмент в астрономии.

Я давно хотел убедиться собственными руками , что диаграмма Герцшпрунга-Рассела действительно строится и действительно выглядит так, как рисуют в учебниках. С онлайнизацией Каталога ярких звезд сделать это оказалось достаточно просто, чем я с удовольствием занялся на досуге, и лично убедился: да, диаграмма Герцшпрунга-Рассела - не фейк! :) В конце поста именно она.

Почему я назвал её "лабораторной работой"?

Я строил диаграмму на Каталоге ярких звезд, а значит, тусклых звезд на диаграмме нет. А ведь слабых звезд гораздо больше, чем ярких! Реальная диаграмма Г-Р продолжается вниз, в сторону слабых звезд еще на такой же диапазон яркости, главная последовательность в области слабых красных звезд становится все гуще. На моей диаграмме нет целых классов звезд, например, белых карликов.

Так что приведенная картинка - даже не иллюстрация к астрономическому термину "диаграмма Герцшпрунга-Рассела" и тем более не инструмент для анализа, а типичная лабораторная работа .

Помните раздел о видах звезд в детской энциклопедии? Большинству известна эта картинка: ряд звезд с Солнцем посередине, увеличивающихся по размеру слева направо. Это, пусть и в упрощенном виде, диаграмма Герцшпрунга-Рассела - одна с основополагающих классификационных астрономических систем. Подобно другим популяризированным научным теориям, диаграмма ГР дала человечеству куда больше, чем просто наглядную демонстрацию классификации космических светил. С ее помощью астрономы смогли упорядочить один с центральных процессов во Вселенной - .

Путь к истине

Вывели диаграмму Герцшпрунга-Рассела в начале двадцатого века - переломный период для астрономии. Вместо описания космических объектов, протоколирования их движения и периодических явлений, астрономы задались новым вопросом - почему все происходит именно так?

Построение диаграммы стало результатом одним из множества логических экспериментов, проводимых в то время. Американцу Норрису Расселу и датчанину 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 - .

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.

Жизненный путь звезды

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 ГР четкой линией, называемой «эволюционным треком». Взяв, к примеру, трек нашего Солнца, можно выделить следующие этапы:

Немного истории

С диаграммой Герцшпрунга-Рассела связан небольшой курьез - как это часто случалось в науке, ее вывели двое ученых одновременно. Американец Рассел изучал долгое время закономерности развития звезд, и создал концепцию диаграммы в 1909 году - ее так и называли «диаграммой Рассела» Однако, Герцшпрунг в Дании, независимо от коллеги, вывел в точности такую же систему, и даже опубликовал плоды своего труда в 1905 году. Поскольку печать он вышел в тематическом журнале о фотографии и на немецком языке, о его первенстве мир узнал только в 1930-х годах. Тогда к названию и добавили имя Герцшпрунга.

В 1908 г. датский астроном Э.Герцшпрунг и в 1910 г. американский астроном Г.Рессел независимо друг от друга сопоставил L (абсолютные звездные величины M ) звезд со спектральными классами Sp (температурами T ) этих же звезд, то есть построили диаграмму “спектр- “ - самую знаменитую и самую важную диаграмму астрономии (рис. 3). По оси абсцисс диаграммы Герцшпрунга-Рессела (диаграммы Г-Р) откладываются Sp от O до M (внизу диаграммы), причем класс O располагается ближе к началу координат, либо температура T (вверху диаграммы); по оси ординат откладывается визуальная абсолютная звездная величина M V (слева) или L, выраженная в светимостях Солнца (справа) причем ближе к началу координат в порядке убывания располагаются положительные значения абсолютных звездных величин. Все известные стационарные (нормальные) звезды по совокупности двух характеристик занимают на диаграмме строго определенное место, в соответствии с которым м присваивается тот или иной .

Рисунок 3.

Класс светимости – астрофизический параметр, характеризующий звезду по тому месту на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, которое занимает по совокупности двух характеристик: спектра (или температуры) (или абсолютной звездной величины); определяется принадлежностью к той или иной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела и обозначается римской цифрой. Классификация, разработанная в Йеркской обсерваторией У.Морганом, Ф.Кинаном и Э.Келлманом, называется классификацией (системой) Моргана-Кинана-Келлмана., или классификацией МКК (МК).

Большинство стационарных звезд (более 80%) “ложатся” на диагональ диаграммы. Верхний конец диаграммы находится в области высоких температур и (M = -5 m ÷ -6 m , O), нижний конец - в области низких температур и (M = +15 m , M). Эта диагональ называется главной последовательностью, звезды, лежащие на ней, - ми главной последовательности или ми пятого класса светимости. Звезды V класса светимости, расположенные в верхней части главной последовательности, называются голубыми или горячими гигантами. голубых гигантов L ≈ 10 4 ÷ 10 6 , O или B, B - V = -0 m 45÷ -0 m 20, температура T ≈ 2 ¸ 5 × 10 4 K, масса M ≈ 30M ⊙ . Белые гиганты – так часто называют звезды главной последовательности, расположенные вблизи A; таких звезд L ≈ 10 2 , B - V ≈ 0 m , температура T ≈ 10000K, масса M ≈ 5 ¸ 10M ⊙ . Солнце, визуальная абсолютная звездная величина которого M V ⊙ = +4 m ,82 а G2, является звездой главной последовательности (V ). Звезды, расположенные в этой области главной последовательности, называются желтыми карликами: таких звезд L ≈ 1, B - V ≈ +0 m ,6, температура T ≈ 6000K, масса M ≈ M ⊙ . Наконец, звезды, расположенные в нижней части главной последовательности (ниже Солнца), называются красными или холодными карликами; их К или M, максимум излучения приходится на красную область спектра, то есть B - V ≈ +1 m 0÷ +2 m 5, M V ≈ +15 m ÷ +8 m , L ≈ 10 -3 ÷ 10 -1 , масса M ≈ 0,1 × M ⊙ .

В верхней части диаграммы почти параллельно оси абсцисс располагаются сверхгиганты или звезды I класса светимости – это звезды B0÷ M5, абсолютной звездной величины M V ≈ -5 m ÷ -8 m , светимости L ≈ 10 3 ÷ 10 6 и массы M ≈ 10÷ 40M ⊙ . I подразделяется на две параллельные ветви: Ia – яркие сверхгиганты, Ib – слабые сверхгиганты. В верхнем правом углу (M V = -5 m ÷ -6 m , K, M) расположены красные звезды I класса светимости, обладающие низкой поверхностной яркостью, высочайшей ю и, следовательно, очень большими радиусами, - красные сверхгиганты.

Ниже них на диаграмме Г-Р находятся звезды II класса светимости или яркие гиганты - звезды B0÷ V ≈ -5 m , светимости L ~ 10 4 , и массы M ≈ 10÷ 15M ⊙ . Еще ниже в области абсолютных звездных величин M V ≈ 0 m ÷ -3 m располагаются красные и желтые гиганты или звезды III класса светимости – это звезды G0÷ M5, абсолютной звездной величины M V ≈ 0 m ÷ -3 m , светимости L ≈ 10 2÷ 10 3 , массы M ≈ 3 ¸ 7M ⊙ .

Между последовательностью гигантов и главной последовательностью проходит последовательность субгигантов или звезд IV класса светимости, то есть звезд F0÷ M0, абсолютной звездной величины M V ≈ +3 m ÷ 0 m , светимости L ≈ 1÷ 10 2 и массы M ≈ 1÷ 3M ⊙ . Гиганты и субгиганты образуют на диаграмме Г-Р ветвь гигантов. L ≈ 10 -2÷ 1, масса M ≈ 0,1÷ 1M ⊙ . Субкарлики относятся к м VI класса светимости.

В нижнем левом углу диаграммы в области низких и высоких температур (M V = +15 m÷ +10 m , спектральный класс O ... F) мы обнаружим белые карлики или звезды VII класса светимости. Эти удивительные звезды имеют радиус R ~ 10 -2 R ⊙ , массу M < 1,4M ⊙ , а их средняя плотность r ~ 10 6 ¸ 10 9 г/см 3 . является такой же важной характеристикой звезды, как масса, радиус или температура. Ценность диаграммы Г-Р заключается в том, что она является эволюционной диаграммой, то есть отнесение звезды к конкретному классу светимости свидетельствует о той , на которой эта находится в момент наблюдений.

Если удалось получить хороший спектр звезды и по особенностям в спектре определить, к какому классу светимости относится , то по диаграмме Герцшпрунга-Рессела для этой звезды можно оценить значение абсолютной звездной величины M . Далее легко получить расстояние до звезды, используя соотношение (18) для модуля расстояний. Метод оценки расстояний с помощью спектра звезды и диаграммы Герцшпрунга-Рессела называется методом спектральных параллаксов.

Звезды являются основными представителями барионного вещества Вселенной. Звезда - это массивный плазменный шар, в недрах которого происходит термоядерная реакция. На приводимой ниже диаграмме Герцшпрунга - Рассела отчетливо видно, что соотношение параметров звезд не является случайным. Это и неудивительно, ведь развитие Вселенной подчиняется определенным закономерностям (рис. 3.6).

Спектральные классы

Рис. 3.6.

На диаграмме использовано нескольких переменных. Их набор позволяет провести классификацию звезд. Светимостью звезды является полная энергия, излучаемая ею за единицу времени. Звезды-сверхгиганты обладают светимостью в 100000 раз большей, чем светимость Солнца.

Но есть звезды-карлики, которые по своей светимости уступают Солнцу в 100000 раз. Светимость звезды не зависит от расстояния до нее и определяется ее массой. Абсолютная звездная величина - это видимая звездная величина источника излучений, если бы он был на расстоянии 10 парсек от наблюдателя. Шкала звездных величин строится таким образом, чтобы разнице в пять единиц отвечало изменение освещенности, создаваемой звездой, в 100 раз. Освещенностью является поток энергии излучения, падающий на одну сторону площадки площадью 1 м 2 . Субъективно звездная величина воспринимается как блеск точечного или яркость протяжен-

ного объекта. В соответствии со значениями абсолютных звездных величин различают звезды различных классов светимостей, например яркие гиганты и белые карлики.

Спектральные классы звезд различаются на основании их спектров, прежде всего температур их фотосфер, т.е. излучающего слоя атмосферы светила. Что касается буквенных обозначений спектральных классов, то они были введены в силу определенных исторических обстоятельств, т.е. сами по себе они не выражают какую-либо закономерность. Для их запоминания на русском языке используются различные мнемонические правила, например такое: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Лак Л/орковь.

Ранний вариант рассматриваемой диаграммы был предложен датчанином Э. Герцшпрунгом и американцем Г. Расселом, причем независимо друг от друга, в 1910 г. В последующем она многократно уточнялась. Ее изобретение, безусловно, является одним из крупнейших достижений в астрономии.

Главную последовательность звезд образуют светила, в том числе Солнце, источником которых является синтез ядер атомов гелия из ядер атомов водорода. Указанная последовательность содержит как очень яркие и горячие звезды, так и тусклые и относительно холодные звезды, например красные карлики, масса которых составляет всего десятые доли от массы Солнца. Главная последовательность содержит около 85% всех звезд. Что касается других звезд, то история их абсолютного большинства также тесно связана с главной последовательностью. Некоторые из них, например голубые гиганты, проходят стадию эволюции, которая приводит к все той же главной последовательности. Другие являются результатом эволюции звезды, которая «покинула» главную последовательность. Таковы, например, белые карлики и значительная часть красных гигантов. С главной последовательностью никак не связана лишь судьба тех звезд, которые, например, в силу гравитационного коллапса превращаются в черную дыру. В их недрах проходили термоядерные реакции, но они не успели достичь стадии водородно-гелиевого синтеза.

Для большинства звезд главной последовательности характерна относительно простая зависимость между светимостью (L) и массой (М) (они выражаются в единицах соответственно солнечной светимости и массы):

где а в зависимости от массы звезды меняется в пределах от 2 до 4.

Формула (3.8) позволяет при известной светимости звезды вычислить ее массу.

Выводы

• Звезда представляет собой массивный плазменный шар, в недрах которого происходит термоядерная реакция.
• Диаграмма Герцшпрунга - Рассела выражает закономерное сочетание многих параметров звезд. Она позволяет осуществить классификацию звезд, а также выразить их эволюцию.
• Светимость звезд главной последовательности пропорциональна их массе.

• URL: http://dic.academic.ru/pictures/bse/gif/0257642347.gif