Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

Кратко:

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

Диаграмма выражает связь между светимостью и температурой (спектральным классом или показателем цвета) звёзд. На диаграмме Герцшпрунга — Рессела близкие по физическим свойствам звёзды занимают обособленные области:
главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, субкарликов, белых карликов и др.

Генри Норрис РАССЕЛ (РЕССЕЛ) Henry Norris Russell, (1877–1957).

Американский астрофизик. Родился в Ойстер-Бэй (штат Нью-Йорк) в семье священника. Окончил Принстонский университет, профессор астрономии, директор
обсерватории Принстонского университета. Долгое время Рассел занимался исследованием связи между спектрами звезд и их светимостью, в результате чего,
независимо от Герцшпрунга — построил диаграмму, связывающую спектральные характеристики и светимость звёзд. Создал одну из первых теорий эволюции звезд.

К сожалению, Рессел сделал, как сейчас считается в соответствии с современной теорией, ошибочные выводы о том, как эволюционируют светила. По его мнению, да и
по мнению многих астрофизиков прошлого, эволюция звезды брала своё начало с её
возникновения в виде красного гиганта и со временем заканчивалась постепенным вырождением звезды в белый карлик.

Но это ничуть не уменьшает научных заслуг учёного в астрономии и в создании диаграммы, которая носит и его имя.

Развитие астрофизики развеяло многие ошибочные представления об эволюции звёзд, действительность оказалась сложнее, но интереснее.

Эйнар ГЕРЦШПРУНГ Ejnar Hertzsprung,(1873–1967).

Датский астроном. Родился в местечке Фредериксборг близ Копенгагена. Окончил
Копенгагенский политехнический институт, получив специальность инженера-химика. После учёбы в институте 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 Гёттингенский университет, а затем в Потсдамскую обсерваторию (1909). С 1919 года Герцшпрунг работал в Лейденской обсерватории, в 1935 году стал её
директором. Выйдя в отставку, возвратился в Данию и продолжил исследования в обсерватории в Брорфельде.

Герцшпрунг ввёл разделение звёзд на гиганты и карлики (1905-1907). Впервые опубликовал диаграмму «Звездная величина — показатель цвета для звезд скоплений Плеяды и Гиады» (1911).

Интересно знать:

Зависимость масса-светимость для звёзд главной последовательности.

Светимость звезды L (эрг/c) главной последовательности грубо пропорциональна её массе в степени 3.5 или 4:

L~ M^3.5-4

Такое соотношение было выведено из определения масс и светимостей при наблюдениях, но оно также подтверждается расчетами звездных моделей.

Это означает, что звезда в два раза массивней Солнца имеет светимость в 11 раз большую, чем Солнце.
Наиболее массивные звезды главной последовательности примерно в 60 раз массивней Солнца и соответственно имеют светимости почти в миллион раз больше солнечной.

Для наиболее массивных звезд:

L~M

Время жизни звёзд на главной последовательности.

Как известно, звёзды проводят большую часть своей жизни на главной последовательности. Поэтому
интересен вопрос: можно ли узнать, сколько времени звёзды живут на главной последовательности? Можно и мы с Вами сейчас это сделаем.

Упрощенно, время жизни равно отношению энергии, которая может быть излучена, т.е. запасена в звезде, к выделению звездой энергии в единицу времени (это светимость L).

Энергия, излучаемая звездой за время t, равна произведению светимости на это время:

E=Lt.

Согласно уравнению Эйнштейна:

E=Mc².

Отсюда, t=Mc²/L,

учитывая закон масса-светимость, получаем:

t=c²/M^{2. 5-3},

или в солнечных единицах:

t/t_☉=1/(M/M_☉)^2.5-3.

Таким образом, если расчетное время жизни Солнца (t_☉)
на главной последовательности составляет 10¹⁰ лет, то звезда в 10 раз
массивней Солнца будет жить примерно в 1000 раз меньше т.е. 10⁷ лет. Так как для наиболее массивных звезд L~M,
то, по мере увеличения их массы, время жизни перестает увеличиваться и стремится к величине ~3.5 млн. лет, что, согласитесь, очень мало по космическим меркам.

Итак, более массивные звезды живут более быстрой жизнью, чем менее массивные. Казалось бы, что звезды, имеющие большее количество водорода для горения должны
были бы расходовать его дольше, но это не так, потому что они используют свои ресурсы интенсивнее.

Википедия — свободная энциклопедия

Избранная статья

Прохождение Венеры по диску Солнца — разновидность астрономического прохождения (транзита), — имеет место тогда, когда планета Венера находится точно между Солнцем и Землёй, закрывая собой крошечную часть солнечного диска. При этом планета выглядит с Земли как маленькое чёрное пятнышко, перемещающееся по Солнцу. Прохождения схожи с солнечными затмениями, когда наша звезда закрывается Луной, но хотя диаметр Венеры почти в 4 раза больше, чем у Луны, во время прохождения она выглядит примерно в 30 раз меньше Солнца, так как находится значительно дальше от Земли, чем Луна. Такой видимый размер Венеры делает её доступной для наблюдений даже невооружённым глазом (только с фильтрами от яркого солнечного света), в виде точки, на пределе разрешающей способности глаза. До наступления эпохи покорения космоса наблюдения этого явления позволили астрономам вычислить расстояние от Земли до Солнца методом параллакса, кроме того, при наблюдении прохождения 1761 года М. В. Ломоносов открыл атмосферу Венеры.

Продолжительность прохождения обычно составляет несколько часов (в 2004 году оно длилось 6 часов). В то же время, это одно из самых редких предсказуемых астрономических явлений. Каждые 243 года повторяются 4 прохождения: два в декабре (с разницей в 8 лет), затем промежуток в 121,5 года, ещё два в июне (опять с разницей 8 лет) и промежуток в 105,5 года. Последние декабрьские прохождения произошли 9 декабря 1874 года и 6 декабря 1882 года, а июньские — 8 июня 2004 года и 6 июня 2012 года. Последующие прохождения произойдут в 2117 и 2125 годах, опять в декабре. Во время прохождения наблюдается «явление Ломоносова», а также «эффект чёрной капли».

Хорошая статья

Резня в Благае (сербохорв. Масакр у Благају / Masakr u Blagaju) — массовое убийство от 400 до 530 сербов хорватскими усташами, произошедшее 9 мая 1941 года, во время Второй мировой войны. Эта резня стала вторым по счету массовым убийством после создания Независимого государства Хорватия и была частью геноцида сербов.

Жертвами были сербы из села Велюн и его окрестностей, обвинённые в причастности к убийству местного мельника-хорвата Йосо Мравунаца и его семьи. Усташи утверждали, что убийство было совершено на почве национальной ненависти и свидетельствовало о начале сербского восстания. Задержанных сербов (их число, по разным оценкам, составило от 400 до 530 человек) содержали в одной из школ Благая, где многие из них подверглись пыткам и избиениям. Усташи планировали провести «народный суд», но оставшаяся в живых дочь Мравунаца не смогла опознать убийц среди задержанных сербов, а прокуратура отказалась возбуждать дело против кого-либо без доказательства вины. Один из высокопоставленных усташей Векослав Лубурич, недовольный таким развитием событий, организовал новый «специальный суд». День спустя дочь Мравунаца указала на одного из задержанных сербов. После этого 36 человек были расстреляны. Затем усташи казнили остальных задержанных.

Изображение дня

Эхинопсисы, растущие на холме посреди солончака Уюни

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

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела — Астрономический справочник

Не стоит бояться заголовка статьи. Давайте назовём по-другому — диаграмма спектр-светимость.

В начале 20 века Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. В результате появился график, по одной оси которого откладывается спектральный класс, по другой — светимость.

Диаграмма спектр-светимость

Диаграмма кликабельна, откроется в новой вкладке в полный размер.

Как видите, по оси абсцисс (ось x) идут спектральные классы от горячих к холодным звёздам, а по оси ординат (ось y) — светимость в возрастающем порядке. На дополнительных осях — эквивалентный вариант, т.е. зависимость температуры от абсолютной звёздной величины.

Положение каждой звезды на диаграмме определяется её физической природой и стадией эволюции. С помощью этой диаграммы не сложно исследовать химический состав звёзд. Верхняя часть диаграммы соответствует звёздам большой светимости, которые при данном значении температуры имеют большие размеры. К таким звёздам относятся гиганты и сверхгиганты. В нижней части всё наоборот — здесь находятся звёзды малой светимости, которые имеют незначительные размеры — карлики.

Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга-Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме.

Запомните: диагональ, идущая слева направо вниз — главная последовательность. Около 90% всех звёзд находится на этой последовательности. Вдоль неё расположены звёзды, от самых горячих до наиболее холодных.

На диаграмме выше подписаны некоторые самые знаменитые звёзды, в том числе наше Солнце. Диаграмму Герцшпрунга-Рассела можно представить в следующем упрощённом виде:

Идея остаётся такой же, но воспринимается проще.

В общем-то и всё, что необходимо знать о зависимости температуры от звёздной величины.

Мой вам совет — держите в голове эту диаграмму, она не сложная для понимания, но имеет огромное значение в эволюции звёзд и астрономии в целом.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела — это… Что такое Диаграмма Герцшпрунга

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звездная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.

Была предложена в 1910 независимо Эйнером Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.

Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O — F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор.^[1]

Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики.

Виды диаграммы

Существует несколько видов диаграммы и их наименование не очень тщательно определено. В начале диаграмма показывала спектральный класс звезды по горизонтальной оси и абсолютную звездную величину по вертикальной. Спектральный тип сложно отображать на диаграмме так как это не числовая величина и современные версии диаграммы представлю здесь цветовой индекс B-V звезд. Этот тип диаграммы часто называют Диаграмма Герцшпрунга — Рассела или цвет — звездная величина и часто используется наблюдателями. Если звезды находятся на близких одинаковых расстояниях (например звезды скоплений) то диаграмма часто используется для описания скопления и вертикальная ось становиться просто звездной величиной.

См. также

Примечания

1. ↑ Справочник любителя астрономии. — 4-е изд. 1971. — Едиториал УРСС. — С. 131-132. — ISBN 5-8360-0303-3

Wikimedia Foundation.
2010.

• Диабло 2
• Диаграмма Герцшпрунга — Рессела

Смотреть что такое «Диаграмма Герцшпрунга — Рассела» в других словарях:

• Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла — диаграмма, выражающая связь между светимостью и температурой (спектральным классом) звезд и позволяющая делать выводы о природе и развитии звезд. На диаграмме Герцшпрунга Ресселла звезды со сходными физическими характеристиками образуют более или …   Астрономический словарь

• Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла — графическое изображение зависимости:  абсолютная звёздная величина спектральный класс звёзд. Вместо спектрального класса в качестве координаты на графике могут использоваться показатель цвета или эффективная температура звезды, а вместо… …   Концепции современного естествознания. Словарь основных терминов

• Герцшпрунга — Ресселла диаграмма —         «спектр светимость» диаграмма, диаграмма зависимости между спектральным классом (или температурой поверхности) и абсолютной звёздной величиной (или логарифмом светимости (См. Светимость)) звёзд, позволяющая делать выводы о природе и… …   Большая советская энциклопедия

• ГЕРЦШПРУНГА — РЕССЕЛЛА ДИАГРАММА — ГЕРЦШПРУНГА РЕССЕЛЛА ДИАГРАММА, выражает связь между светимостью (см. СВЕТИМОСТЬ (в астрономии)) и температурой (спектральным классом (см. СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ) или показателем цвета (см. ПОКАЗАТЕЛЬ ЦВЕТА)) звезд. На Герцшпрунга Ресселла диаграмме …   Энциклопедический словарь

• ГЕРЦШПРУНГА — РЕССЕЛЛА ДИАГРАММА выражает связь между светимостью и температурой (спектральным классом или показателем цвета) звезд. На Герцшпрунга Ресселла диаграмме близкие по физическим свойствам звезды занимают обособленные области: главную… …   Большой Энциклопедический словарь

• Герцшпрунга—Ресселла диаграмма — диаграмма, выражающая связь между светимостью и температурой (спектральным классом) звёзд. На этой диаграмме близкие по физическим свойствам звёзды занимают отдельные области: сверхгиганты, яркие гиганты, субгиганты, звёзды гл. последовательности …   Астрономический словарь

• Герцшпрунга-Ресселла диаграмма — Герцшпрунга Ресселла диаграмма, выражает связь между светимостью и температурой (спектральным классом или показателем цвета) звёзд. На Герцшпрунга Ресселла диаграмме близкие по физическим свойствам звёзды занимают обособленные области: главную… …   Энциклопедический словарь

• ГЕРЦШПРУНГА — РЕССЕЛЛА ДИАГРАММА — выражает связь между светимостью и темп рой (спектральным классом или показателем цвета) звёзд. На Г. Р. д. близкие по физ. свойствам звёзды занимают обособленные области: главную последовательность звёзд, последовательности сверхгигантов, ярких… …   Естествознание. Энциклопедический словарь

• Главная последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рессела — диаграмма выражает связь между светимостью и температурой звезд (спектральным классом или показателем цвета некоторыми объективными характеристиками звезд), на ней близкие по физическим свойствам звезды занимают обособленные области: главную… …   Начала современного естествознания

• СПЕКТР — СВЕТИМОСТЬ ДИАГРАММА — «СПЕКТР СВЕТИМОСТЬ» ДИАГРАММА, то же, что Герцшпрунга Ресселла диаграмма (см. ГЕРЦШПРУНГА РЕССЕЛЛА ДИАГРАММА) …   Энциклопедический словарь

• Спектр — светимость диаграмма — («Спектр светимость» диаграмма,)         то же, что Герцшпрунга Ресселла диаграмма …   Большая советская энциклопедия

Индивидуальное задание № 2 в 2021 году «Диаграмма Герцшпрунга-Рессела (спектр-светимость) и её эволюционный смысл»

Определение линейных размеров D небесных объектов по угловому
размеру  d и расстоянию R. Параллакс p

С понятием параллакса связано название одной из основных
единиц в астрономии – парсек. Парсек – это расстояние до воображаемой звезды,
годичный параллакс которой равен 1″: R = 1/p , где R – расстояние в парсеках, p  – годичный
параллакс в секундах.  

1 пк = 30,86×10¹² км  = 206 265 а.е. = 3,26 светового года; 

1 световой год
= 9,460×10¹² км = 63 240 а.е. = 0,3067 пк.

Если для звезды с известным расстоянием R найден
каким-либо из описанных методов угловой диаметр d«, выраженный
в секундах дуги, то ее линейный поперечник D может быть вычислен
по формуле 

Задание  

1. Нарисовать диаграмму Герцшпрунга-Рессела, за оси взять абсолютную звёздную величину М  и спектральный класс.

На данную диаграмму нанести пунктиром главную последовательность и 20 ярких звезд из таблицы в Приложении.  

Объяснить, почему расположение ярких звёзд на диаграмме именно такое. Почему яркие звезды не располагаются на главной последовательности?

Пример диаграммы ГР для 5 звезд и Солнца :

Рис. Диаграмма ГР с 5 звездами

2. Нарисовать диаграмму Герцшпрунга-Рессела, за оси взять абсолютную звёздную величину М   и спектральный класс.

На данную диаграмму нанести пунктиром главную последовательность и все ближайшие звезды из таблицы в Приложении. 

Объяснить, почему расположение ближайших звёзд на диаграмме именно такое.

Определить, до какого расстояния в парсеках внесены в таблицу эти 17 ближайших звезд?

При ответе на данный вопрос придется определить расстояние, если известен параллакс.

3. Нарисовать диаграмму Герцшпрунга-Рессела, за оси взять абсолютную звёздную величину и температуру.

На данную диаграмму нанести пунктиром главную последовательность и треки звёзд. (См. рис.22.3. учебник Засова А.В. и Кононовича Э.В.) 

Множество точек, которое звезда данной массы проходит на ГР-диаграмме, называется эволюционным треком. 

В Астронете можно посмотреть об этом: http://www.astronet.ru/db/msg/1245721/lec.5.2.html

Дать объяснение эволюционному смыслу диаграммы Герцшпрунга –Рессела и трекам звёзд.

4. Решить задачи и выполнить задание.

Задача 1. Для  11 классов А и В

По наблюдениям на
двух 8,2-м телескопах VLT, у близкого красного
карлика Лакайль HD
217987 был измерен диаметр
0,92 mas. Это первое измерение
углового диаметра такой небольшой звезды, как M0 карлик, кроме
того это одна из наиболее холодных звезд главной последовательности. Параллакс
звезды 0,303 угл.сек.. Определить линейные размеры этого
красного карлика. Отметить Лакайль HD 217987 на диаграмме ГР.

mas — угловая миллисекунда

Информация об этом: http://www.astronet.ru/db/msg/1172871

Важное пояснение. Нельзя давать ответ в парсеках. Размеры Солнца, Бетельгейзе, Фомальгаута, красного карлика, как и мой рост или размер двери в кабинет физики нельзя измерять в парсеках.

 Задача 2. Для  11 классов А и В

У звезды Фомальгаут (a Южной Рыбы) был
измерен угловой диаметр 2,3 mas. Фомальгаут
находится на расстоянии 25 св.лет. Определить линейные размеры Фомальгаута. Отметить Фомальгаут на диаграмме ГР.

mas — угловая миллисекунда

 Задача 3. Для  11 классов А и В

Красный сверхгигант Бетельгейзе входит в десятку самых ярких
звезд нашего неба, и стала первой звездой, у которой измерен диаметр (в 1921
году по оптическим данным он составлял 0″,047). И по сей день этот сверхгигант является единственной звездой, которая
на снимках космического телескопа Хаббла видна как диск, а не как
точечный объект. Расстояние до звезды 200 пк. Определить линейные размеры Бетельгейзе. Отметить Бетельгейзе на диаграмме ГР.

Задание 1. Для  класса  10 Б, 11 Б и 11 Г.

Предполагают, что η Киля через несколько … лет может
взорваться как сверхновая. Массивная η Киля рассматривается даже как возможная будущая гиперновая и вероятный источник гамма-всплеска.

Предположим, что завтра Солнечной системы одновременно достигнут вспышки сверхновых Эта Киля и Бетельгейзе. Насколько это будет угрожать жизни на Земле? Какая вспышка будет более опасной?

Как в Москве будут видны эти сверхновые, какая у них будет видимая звёздная величина?

http://www.astronet.ru/db/msg/1589888

http://www.astronet.ru/db/msg/1613894

Загадочная Эта Киля  http://www.astronet.ru/db/msg/1196265

          Самая большая звезда нашей Галактики погружена в кокон, напоминающий мяч для игры в регби

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела, основные области на ней: главная последовательность; гиганты и сверхгиганты; белые карлики

1. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела, основные области на ней: главная последовательность; гиганты и сверхгиганты; белые карлики

ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГАРЕССЕЛА, ОСНОВНЫЕ ОБЛАСТИ
НА НЕЙ:
ГЛАВНАЯ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ;
ГИГАНТЫ И СВЕРХГИГАНТЫ;
БЕЛЫЕ КАРЛИКИ
Выполнила Силкина Ольга
Группа СП-162902

2.

Физические характеристики звезды

ФИЗИЧЕСКИЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗДЫ
Абсолютная звездная величина связана со
спектральным классом
Температурные показатели связаны с цветом
звезды
Звезды в соответствии с их спектрами, делятся на
семь основных спектральных классов: O, B, A, F, G,
K, M. Именно в этой последовательности
температура звезд понижается от нескольких
десятков тысяч градусов для класса О (очень
горячие звезды) до 2000-3000 градусов для звезд
класса М.
Абсолютная звездная величина, т.е. мера блеска,
выражается количеством энергии, излучаемой
звездой. Ее можно вычислить теоретически, зная
расстояние звезды.

3. Диаграмма Герцшпрунга-Pессела

ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА-PЕССЕЛА
1913 г. Диаграмма Герцшпрунга-Pессела (сокp.
HRD) или диаграмма Г-P помогает
разобраться в эволюции звезд и широко
применяется для определения расстояний до
звездных скоплений
Американский астроном
Генри Норрис Рессел
датский астроном
Эйнар Герцшпрунг

4.

Так как же звезды располагаются на диаграмме?

ТАК КАК ЖЕ ЗВЕЗДЫ
РАСПОЛАГАЮТСЯ НА ДИАГРАММЕ?

5. Схема построения

СХЕМА ПОСТРОЕНИЯ

8. Главная Последовательность

ГЛАВНАЯ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ
Звезды, располагающиеся на ней, называется «звездами
главной последовательности». Наше Солнце относится к
звездам главной последовательности.
В верхней части главной последовательности
расположены самые яркие и горячие звезды, а справа
внизу – самые тусклые и как следствие долго живущие.
Звезды главной последовательности находятся в самой
«спокойной» и стабильной фазе своего существования
«фазе жизни». Большинство звезд принадлежит главной
последовательности.

9. Гиганты и Сверхгиганты

ГИГАНТЫ И СВЕРХГИГАНТЫ
Правее и выше главной последовательности
расположена группа звезд с очень высокой
светимостью, при чем, температура таких звезд
относительно низка – это так называемые красные
звезды-гиганты и сверхгиганты. Это холодные
звезды (приблизительно 3000 C).
Гигантами называют звезды, диаметр которых в 200
раз больше диаметра Солнца.

10. Белые карлики

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ
В левой нижней части
диаграммы
расположены горячие
звезды с низкой
светимостью. Они
невелики по размеру
Слева внизу
располагаются белые
карлики -очень
плотные и компактные
звезды, размерами в
среднем в 100 раз
меньше
меньшеСолнца,
Солнца, диаметром, соизмеримым с диаметром
диаметром, соизмеримым
планеты.
снашей
диаметром
нашейОдна из таких звезд, к примеру, планеты.
из таких
спутник Одна
Сириуса,
называемый Сириус В
звезд, к примеру, спутник Сириуса,
называемый Сириус В

12. Все звезды можно распределить по нескольким различным последовательностям, где Главная Последовательность будет V

ВСЕ ЗВЕЗДЫ МОЖНО РАСПРЕДЕЛИТЬ ПО НЕСКОЛЬКИМ
РАЗЛИЧНЫМ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЯМ, ГДЕ ГЛАВНАЯ
ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ БУДЕТ V
Ia, Ib – последовательность
слабых сверхгигантов
II – последовательность ярких
гигантов
III – последовательность
слабых гигантов
IV – последовательность
субгигантов
V – Главная
последовательность
VI – последовательность
субкарликов
VII – последовательность
белых карликов

13.

Физический смысл диаграммы Г-Р

ФИЗИЧЕСКИЙ СМЫСЛ ДИАГРАММЫ Г-Р
По расположению звезд на диаграмме можно
определить закономерности их распределения
по соотношению спектра и светимости
Диаграмма Герцшпрунга-Рессела оказывает
огромную помощь в изучении эволюции звезд
на протяжении их существования
Другими словами, диаграмма Г-Р помогает
понять, как звёзды эволюционируют на
протяжении всего своего существования
Обратным расчетом с помощью этой
диаграммы можно вычислить расстояния до
звезд

14. Источники

ИСТОЧНИКИ
Энциклопедия: «Большая книга вопросов и
ответов о природе вещей и явлений» с.194,195,
202, 204, 205
Большая Советская Энциклопедия
«Герцшпрунга-Ресселла диаграмма» с.1281,
1282
Энциклопедия: «Энциклопедия для детей.
Аванта. Астрономия. Том 8» с.406, 407, 616
https://ru.wikipedia.org/wiki

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела | астрономия | Britannica

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела , в астрономии, график, на котором абсолютные величины (внутренняя яркость) звезд нанесены в зависимости от их спектральных классов. Имея большое значение для теорий звездной эволюции, он возник на основе карт, начатых в 1911 году датским астрономом Эйнаром Герцшпрунгом и независимо американским астрономом Генри Норрисом Расселом.

Подробнее по этой теме

звезда: диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Когда абсолютные величины звезд или их собственная светимость в логарифмическом масштабе нанесены на график в зависимости от температуры…

На диаграмме звезды расположены снизу вверх в порядке убывания звездной величины (увеличение яркости) и справа налево при увеличении температуры (спектральный класс). Звезды галактического рукава, в котором находится Солнце, имеют тенденцию попадать в отдельные области на диаграмме. Группа, называемая главной последовательностью, простирается по грубой диагонали от верхнего левого угла диаграммы (горячие, яркие звезды) до нижнего правого (тусклые и холодные). Гигантская последовательность больших, ярких, но холодных звезд появляется в верхнем правом углу, а белые карлики, тусклые, маленькие и горячие, лежат в нижнем левом углу. Солнце находится примерно в середине главной последовательности.

Схематическая корреляция спектра и светимости (диаграмма Герцшпрунга – Рассела) звезд со спиральными рукавами в окрестностях Солнца.

Из Astrophysical Journal, воспроизведено с разрешения Американского астрономического общества.

Диаграммы, нарисованные для тех же звезд с нанесением цвета вместо температуры в зависимости от величины, дают аналогичные результаты и называются диаграммами цвет – величина. Диаграммы цвет – блеск для звезд из других частей Галактики Млечный Путь — e.g., шаровых скоплений — картина отличается от картины для местных звезд.

HR Диаграмма

HR Диаграмма

В 1905 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг и независимо американский
астроном Генри Норрис Рассел заметил, что светимость звезд
снизился от спектрального класса О до М. Они разработали технику
построение зависимости абсолютной звездной величины звезды от ее спектрального класса.
для семей звездного типа.

Эти диаграммы, называемые диаграммами Герцшпрунга-Рассела или диаграммами HR, отображают
светимость в солнечных единицах по оси Y и температура звезды по оси X
ось, как показано ниже.

Обратите внимание, что шкалы не линейны. Горячие звезды населяют левую руку
сторона диаграммы, холодные звезды в правой части. Яркие звезды на
вверху, слабые звезды внизу. Наше Солнце — довольно средняя звезда
и сидит около середины.

График ближайших звезд на диаграмме ЧСС показан ниже:

Большинство звезд в окрестностях Солнца слабее и холоднее, чем
Солнце.Также есть несколько очень ярких красных звезд.
(называемые красными сверхгигантами) и несколько горячих, но очень слабых звезд
(называемые белыми карликами). В более поздней лекции мы увидим, что звезды
начинают свою жизнь с основной последовательности, а затем переходят в разные части
диаграммы HR.

Большинство звезд на приведенной выше диаграмме попадают на кривую, которую мы называем
главная последовательность. Это область, где встречается большинство нормальных звезд. Обычный,
с точки зрения астрономии означает, что они молоды (несколько миллиардов лет)
и сжигание водорода в их ядрах.Время идет, звезды меняются или
развиваются по мере изменения физики в их ядрах. Но для большей части
время жизни звезды она находится где-то на главной последовательности.

Некоторым областям диаграммы ЧСС присвоены имена, хотя звезды
может занимать любую порцию. Самые яркие звезды называются сверхгигантами.
Звездные скопления богаты звездами рядом с главной последовательностью, называемой красными.
гиганты. Звезды главной последовательности называются карликами. И слабые горячие звезды
называют белыми карликами.

Типы спектральной классификации были более точными, чем попытки измерения температуры.
звезды по цвету.Так часто шкала температуры на горизонтальной оси заменяется на
спектральные классы, ОБАФГКМ. Это имело то преимущество, что было более линейным, чем температура (приятно
пробелы и буквы) и содержали больше информации о звезде, чем просто ее температуру (
состояние его атомов).

Диаграмма HR становится инструментом расчета, когда понимаешь, что температура, светимость и
размер (радиус) все связаны законом Стефана-Больцмана. Стандартный закон Стефана-Больцмана имеет вид
для точечных источников — идеализированный случай.Реальные объекты имеют размер, то есть площадь поверхности. Большой
объекты охлаждают быстрее (излучают энергию быстрее), чем маленькие объекты, поэтому должна быть некоторая корреляция
с радиусом. Для звезд светимость, температура и радиус связаны расширением
Закон Стефана-Больцмана, который гласит:

L = 4π R ² σ T ⁴

Это уравнение можно выразить в единицах солнечной энергии следующим образом:

L / L _o =
( R / R _o ) ² ( T / T _o ) ⁴

где L _o , R _o и T _o — светимость, радиус и поверхность.
температура Солнца.

Зная из лабораторных измерений, что постоянная Стефана-Больцмана равна 5,67×10 ^-8
позволяет рассчитать светимость звезды в ваттах (как лампочка), если мы
знать радиус звезды в метрах и температуру в градусах Кельвина. Например, Солнце
6.96×10 ⁸ метров в радиусе и имеет температуру поверхности 5780 К. Следовательно, его
Светимость 3.84х10 ²⁶ Вт.

На логарифмическом графике член в квадрате R в приведенных выше уравнениях представляет собой
прямая линия на графике ЧСС.Это означает, что на диаграмме HR
размер звезды легко определить, если ее яркость и цвет
известен.

Диаграмма HR — ключевой инструмент в отслеживании эволюции звезд. Звезды
начинают свою жизнь на главной последовательности, но затем эволюционируют в красный цвет
фаза гиганта и фаза сверхгиганта перед смертью в виде белых карликов или некоторых других
более жестокая конечная точка.

Термоядерный синтез :

Производство энергии — это сердце звезд. Он обеспечивает энергию, которая
мы видим как свет, и он также обеспечивает тепло и давление, которые
поддерживает структуру звезд.Источником энергии для звезд является
термоядерный синтез.

Обычно частицы с одинаковым зарядом (положительно-положительный или
отрицательно-отрицательно) отталкиваются друг от друга, это называется электростатическим
отталкивание. Но при температуре выше 15 миллионов градусов К
движения протонов достаточно высоки, чтобы преодолеть электростатический
силы и ядра могут « сливаться », используя сильную силу.

Первичным выходом термоядерной реакции являются фотоны в
форма гамма-лучей, но большое количество других частиц
также производится.

Простейшая реакция синтеза — протон-протонная.
цепочка, общая для всех звезд главной последовательности. Он имеет следующие четыре
этапов:

Все гамма-фотоны рассеиваются во много раз, когда они
покинуть звездное ядро. Каждое рассеяние обменивается энергией, так что
фотоны преобразуются в видимые, УФ, ИК и радио фотоны, а также в
высокоэнергетические, дающие тепловой, планковский спектр.

Проблема нейтрино :

Во время протон-протонной цепочки несколько различных типов материи образуются.
создается из энергии, и многие фотоны гамма-излучения высвобождаются.Однако из-за
к высокой плотности в ядре звезды, все эти объекты захвачены
в центре и, следовательно, мы не можем «видеть», что происходит внутри звезды.
Однако также рождается много нейтрино, и нейтрино очень
особый тип фундаментальной частицы без электрического заряда, очень маленький
масса и половина единицы спина. Нейтрино принадлежат к семейству
частицы, называемые лептонами, которые не подвержены сильной ядерной
сила, следовательно, не остановлена ​​материей в ядре звезды.

Нейтрино — самые проникающие из субатомных частиц, потому что они
реагируют с веществом только через слабое взаимодействие. Нейтрино не
вызывают ионизацию, потому что они не заряжены электрически. Только 1 из 10
миллиардов, путешествуя сквозь материю на расстояние, равное земному
диаметром, реагирует с протоном или нейтроном. Однако, поскольку нейтрино
слабо взаимодействующие, их также трудно обнаружить. Наша лучшая
нейтринные «телескопы» — это большие резервуары с водой, погребенные глубоко под землей.
такие как Супер
Камиоканде в Японии.Вода содержит много протонов в виде
атомы водорода.

Нейтрино от взрыва сверхновой перемещаются на
почти со скоростью света и несут много энергии. В редких случаях
нейтрино ударит протон в резервуаре с водой (чем больше воды, тем
больше шанс). В результате этого столкновения образуется позитрон, который отскакивает с таким
высокая скорость, при которой он испускает короткую вспышку света, известную как излучение Черенкова. В
детекторный резервуар с водой закопан глубоко в землю, чтобы устранить космические
лучи и другие взаимодействия, которые могут исказить обнаружение
нейтрино.Только нейтрино могут достигать таких глубин.

Хотя нейтрино так сложно остановить, их так много, что
возможно проектирование детекторов. К сожалению, детекторы обнаруживают
только небольшая часть от того количества нейтрино, которое они должны. Это был главный
источником беспокойства и замешательства в течение многих лет, и назывался
«проблема нейтрино» или «проблема солнечных нейтрино». Что делает этот
иметь в виду? Давно никто не знал. Это могло означать, что наши идеи
о протон-протонной цепи, нуждающейся в пересмотре, или что есть какие-то неизвестные
работает механизм, который поглощает много нейтрино, прежде чем они достигнут
Земля.Это оставалось загадкой до недавнего времени, когда астрономы и
физики предположили, что нейтрино могут изменять свои характеристики
когда они движутся к Земле. Итак, когда они добрались до детекторов на Земле,
многие из нейтрино фактически превратились в другой тип, другой
чем то, что искали детекторы. Убедительным доказательством этого было
объявлено в июне 2001 г., и похоже, что «нейтринная проблема»
было решено.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела | Астрономия 801: планеты, звезды, галактики и Вселенная

Дополнительная литература с www. Astronomynotes.com

Как мы это делали, когда сначала смотрели на планетные орбиты и гравитацию, а затем на спектры объектов и атомную физику, нам нужно будет рассмотреть некоторый исторический контекст, когда мы перейдем 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 уже давно смогли получить следующие эмпирические данные для звезд:

• Видимая яркость
• Цвет
• Спектр
• Тригонометрический параллакс

Используя математические соотношения, которые мы с тех пор представили (и они открывали) для параллакса, закона обратных квадратов света, закона Вина, закона Стефана-Больцмана и схемы классификации звездных спектральных типов, перечисленные выше наблюдаемые могут использоваться для вывода следующего:

• Расстояние
• Яркость
• Температура
• Спектральный тип

Примерно в один и тот же период времени два астронома создали аналогичные графики, исследуя взаимосвязи 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 точно увидите, насколько они эффективны для раскрытия большого количества информации о природе звезд.

На истинной диаграмме HR вы должны нанести эффективную температуру звезды на ось X и яркость звезды на ось Y. Однако легче всего измерить цвет и величину, поэтому большинство наблюдателей наносят цвет на ось X, а величину — на ось Y и называют диаграмму «диаграммой цвет-величина» или « CMD ». «, а не диаграмму HR.

На практике диапазон значений для звезд меньше по температуре, чем по светимости. Большинство звезд имеют температуру от 3000 K (звезды класса M) до 50 000 K (звезды O). Диапазон светимости намного больше: самые тусклые 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 логарифмической шкале . Это означает, что вместо того, чтобы каждая отметка на оси Y увеличивалась на 1 единицу (1,2,3,4,5…), отметки оси y увеличивались 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 состоит в том, что ось X отклонена от обычных условных обозначений, то есть левая часть диаграммы показывает самые горячие звезды, а правая часть — самые холодные звезды, поэтому значения оси X уменьшаются от слева направо.Вот несколько примеров:

Рисунок 4.6: Схематическое изображение диаграммы H-R с цветом, температурой и спектральным классом, нанесенными на ось x, а яркость и абсолютная величина — на оси y. Звезды имеют цветовую кодировку на основе их реальных наблюдаемых цветов. На графике нанесены линии, показывающие классы светимости, включая карликов, гигантов и сверхгигантов.

Если вы внимательно посмотрите на эти диаграммы, вы увидите, что большая часть области графика является пустым пространством. Другими словами, большинство звезд сосредоточено в узкой полосе, которая изгибается от верхнего левого угла к нижнему правому углу диаграммы.Эту полосу можно очень просто объяснить, если вспомнить соотношение светимость / температура для черных тел (и если вы поймете, что звезды ведут себя почти как черные тела):

L = 4π R2 σ T 4 Это уравнение не отображается должным образом из-за несовместимого браузера. Список совместимых браузеров см. В разделе «Технические требования в ориентации».

Если мы предположим, что все звезды примерно одинакового размера, то есть предположим, что R является приблизительно постоянной величиной, то приведенное выше уравнение говорит нам, что чем горячее звезда, тем ярче она будет, а поскольку L (светимость) зависит от 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. В верхнем левом углу диаграммы ЧСС изображены горячие яркие голубые звезды. Самые холодные звезды намного слабее горячих и расположены в правом нижнем углу. Полоса, соединяющая горячие яркие звезды в верхнем левом углу с холодными слабыми звездами в правом нижнем углу, называется основной последовательностью . Большинство звезд на Главной последовательности (например, Солнце, которое является звездой G) называют карликами , но самые горячие звезды Главной последовательности (звезды O) иногда называют гигантами или сверхгигантами.

Вы также должны заметить, что есть звезды, найденные вне Главной последовательности в верхнем правом и нижнем левом углу большинства этих диаграмм. Объекты в правом верхнем углу имеют ту же температуру, что и M-карликовые звезды, но намного ярче. Опять же, рассмотрим уравнение выше. Если две звезды имеют одинаковое T, единственный способ сделать одну ярче другой — это если одна будет иметь больший 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 Red Giants . Используя ту же логику, мы можем оценить размер звезд в нижнем левом углу диаграммы HR. У них такая же температура, как у звезд O, B или A, но они гораздо менее ярки. Таким образом, эти звезды должны быть намного меньше, чем звезды непосредственно над ними на Главной последовательности. Звезды в этой категории называются Белые карлики .

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

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела — CESAR

ДИАГРАММА ГЕРЦПРУНГА-РАССЕЛЛА

Общие инструкции и материалы для этого доступны на сайте Space Science Experience Home. В этом опыте мы исследуем диаграмму Герцшпрунга-Руселла.

• Introduction to the Scientific Case (испанский) (английский)
• Видео, относящиеся к научному делу.

Звезды, как и Вселенная в целом, со временем эволюционируют.Они образуются в областях с плотным газом, где аккреция вызывается проходящим давлением, например, от близлежащей сверхновой. Когда много звезд формируются вместе (и обычно одновременно), мы называем это звездным скоплением. Эти области, называемые звездными скоплениями, могут быть более или менее массивными и более или менее металлическими, в зависимости от их исходного облака.

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

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

Это график зависимости температуры от яркости. По мере того, как звезды рождаются, живут и умирают, они движутся в соответствии с закономерностями вокруг диаграммы Герцшпрунга-Рузелла.

Первая стадия — это когда облако газа и пыли начинает схлопываться само на себя. Это называется протозвездой и может быть очень энергичной сценой, когда струи материала выдуваются и проникают внутрь.

Фаза протозвезды заканчивается, когда в ядре начинаются термоядерные реакции, которые находятся в равновесии с гравитационным коллапсом.Звезда больше не коллапсирует под действием собственной силы тяжести, потому что она также пытается расшириться из-за утечки энергии, производимой 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 наиболее развитые элементы.В состав звезды входит 91% водорода, 8% гелий и 1% более тяжелых металлов.

Эволюция звезды на протяжении ее жизни зависит от ее первоначальной массы. Кредиты: student.um.edu

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

Внутренняя структура звезд имеет рисунок анионной оболочки.В конце жизни массивной звезды внутренняя структура имеет следующее распределение:

Наибольшее количество металлических слоев находится в самой внутренней части звезд. Кредиты: Astro Edu.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела — Universe Today

[/ caption]
Звезды могут быть большими и маленькими, горячими или крутыми, молодыми или старыми. Чтобы правильно организовать все звезды, астрономы разработали организационную систему, называемую диаграммой Герцшпрунга-Рассела.Эта диаграмма представляет собой диаграмму рассеяния 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 отображает эффективную температуру поверхности звезды по одной оси и светимость звезды по другой.

Используя эту диаграмму, астрономы могут проследить жизненный цикл звезд, начиная с молодых горячих протозвезд, через фазу главной последовательности и заканчивая фазами умирающих красных гигантов. Это также показывает, как температура и цвет связаны со звездами на разных этапах их жизни.

Если вы посмотрите на изображение диаграммы Герцшпрунга-Рассела, вы увидите диагональную линию от верхнего левого угла до нижнего правого. Почти все звезды падают по этой линии, и это называется главной последовательностью.В общем, с понижением светимости понижается и температура. Но есть ветвь, которая идет горизонтально на отметке 100 солнечной светимости. Эти красные звезды-гиганты приближаются к концу своей жизни. Они могут быть яркими и крутыми, ведь они такие большие. Но этот этап обычно длится всего несколько миллионов лет.

Астрономы также могут использовать диаграмму Герцшпрунга-Рассела, чтобы оценить, как далеко от Земли находятся звездные скопления. Составив карту всех звезд в скоплении и сгруппировав их вместе, и сравнив их с группами звезд с известными расстояниями.

Мы написали много статей для Universe Today о жизненном цикле звезды. 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 Университета Орегона и дополнительная информация.

Мы записали серию Astronomy Cast о типах звезд. Послушайте это здесь, серия 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 …

Chandra :: Учебные материалы :: Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Пульсирующие переменные звезды и диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H-R)

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H-R)

Сверхновая с Pulsar SXP 1062 в
Малое Магелланово Облако (Изображение Чандры)

В начале 1900-х годов Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Рассел разработали диаграмму Герцшпрунга-Рассела (диаграмма H-R) — важный астрономический инструмент, который стал важным шагом на пути к пониманию того, как звезды эволюционируют во времени.Звездную эволюцию нельзя изучать, наблюдая за отдельными звездами, поскольку большинство изменений происходит за несколько миллионов и миллиардов лет. Астрофизики наблюдают за множеством звезд на разных этапах их эволюционной истории, чтобы определить их изменяющиеся свойства и вероятные эволюционные треки на диаграмме H-R. Диаграмма H-R представляет собой диаграмму рассеяния звезд — график абсолютной звездной величины или светимости в зависимости от температуры поверхности или классификации звезд. Этапы звездной эволюции занимают определенные области на диаграмме H-R и проявляют аналогичные свойства.Один класс звезд — пульсирующие переменные, которые включают цефеиды, лиры RR, полурегуляры и миры — занимают области нестабильности на диаграмме H-R и представляют переходные периоды между стадиями эволюции.

Диаграмма H-R

Периодическая таблица элементов

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H-R) является аналогом периодической таблицы элементов. Было обнаружено, что когда абсолютная величина (M _V ) — 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, как и группы, периоды и блоки элементов в периодической таблице. В отличие от таблицы Менделеева, поскольку физические характеристики звезды меняются на протяжении ее эволюционной истории, ее положение на диаграмме H-R также изменяется, поэтому диаграмму H-R также можно рассматривать как графический график звездной эволюции. Из местоположения звезды на диаграмме известны ее светимость, спектральный тип, цвет, температура, масса, возраст, химический состав и история эволюции.

Спектральные изображения Гарвардской системы классификации

Большинство звезд классифицируются по температуре (спектральному классу) от самых горячих до самых холодных следующим образом: O B A F G K M. Эти категории далее подразделяются на подклассы от самых горячих (0) до самых холодных (9). Самые горячие B-звезды — это B0, самые холодные — B9, за ними идет спектральный класс A0. Каждая основная спектральная классификация характеризуется своими уникальными спектрами. Хотя O B A F G K и M — звездные классификации, обычно показываемые на диаграммах H-R, был обозначен ряд новых и расширенных спектральных классов.К ним относятся звезды Вольфа-Райе (W), холодные карлики (L), коричневые карлики (T), углеродные звезды (C) и звезды с линиями оксида циркония, которые находятся между звездами M и C (S). Углеродные звезды (C) включают звезды, которые изначально были классифицированы как звезды R и N. Класс D (вырожденный) — это современная классификация белых карликов. У основных классификаций есть подклассы — класс D делится на 7 различных подтипов белых карликов, основанных на вариациях в составе их атмосферы, например У белых карликов DQ есть богатая углеродом атмосфера, на что указывают спектральные линии атомного или молекулярного углерода.

Спектральные линии могут показывать разные характеристики в пределах одного и того же спектрального типа или температуры (T), поэтому второй тип системы классификации звезд был разработан с использованием светимости. Различия в спектральных линиях звезд одного спектрального класса зависят от радиуса звезды, что приводит к разной светимости. Светимость (L) связана с абсолютной величиной (M _V ) звезды и представляет собой общее количество энергии, излучаемой за секунду.Светимость пропорциональна четвертой степени температуры (T ⁴ ). Следовательно, две звезды с одинаковыми эффективными температурами, но сильно различающимися светимостью должны отличаться по размеру. Они принадлежат к разным классам светимости в пределах этого спектрального класса, как определено по их спектрам. Светимость звезд колеблется от одного миллиона раз яркости Солнца до одной десятитысячной светимости Солнца. Основными категориями светимости от наиболее до наименее ярких являются I и II, сверхгиганты и яркие гиганты соответственно, гиганты III, субгиганты IV, звезды главной последовательности V, субкарлики VI и белые карлики VII.

Основные ветви на диаграмме H-R

Эволюционный след Солнца
Через диаграмму H-R

Полоса, начинающаяся в верхнем левом углу и спускающаяся к правому нижнему углу, называется главной последовательностью. ~ 90% всех звезд попадают в главную последовательность. Эти звезды переходят от горячих и ярких звезд O и B в верхнем левом углу к холодным тусклым звездам K и M в нижнем правом углу. Звезды главной последовательности имеют довольно стабильную скорость синтеза водорода в их ядрах.В звездах главной последовательности давление излучения, выходящее наружу из процесса термоядерного синтеза, уравновешенное внутренним притяжением гравитационных сил, поддерживает состояние динамического равновесия. Когда водород в ядре истощается и давление излучения уменьшается, две силы становятся неуравновешенными, и звезда «уходит с главной последовательности» и начинает серию этапов эволюции — конечный конечный продукт (продукты) зависит от начальной массы звезды. . Гигантские и сверхгигантские ветви диаграммы H-R заняты звездами, которые перешли с главной последовательности и сливают более тяжелые атомные ядра.Поскольку большинство звезд переходят от главной последовательности к ветвям гигантов и сверхгигантов, они демонстрируют различные типы изменчивости, которые также ограничены определенными областями на диаграмме.

Переменные звезды и кривые блеска

Классификация переменных звезд

Поскольку многие звезды переходят от одной стадии к другой на диаграмме H-R, они различаются по яркости. Яркость звезды (видимая величина) с нашей точки зрения здесь, на Земле, зависит от ее расстояния от Земли и ее фактической внутренней яркости или абсолютной величины (M _V ).Поведение звезд, которые различаются по величине (яркости), можно изучить, измерив их изменения яркости с течением времени и нанеся изменения на график, называемый кривой блеска. Кривые блеска обычно представляют собой графики видимой величины во времени. Видимая звездная величина приведена к тому, какими были бы их значения без исчезновения света, вызванного атмосферой. Самые яркие звезды обозначаются первой звездной величиной, а те, что находятся на пределе невооруженного глаза, — шестой звездной величиной.Вега, самая яркая звезда на летнем небе в Северном полушарии, изначально была обозначена как нулевая точка и имеет видимую величину +0,03. Примеры значений видимой звездной величины для небесных объектов: Солнце при виде с Земли -26,74, полная луна -12,92, Крабовидная сверхновая (SN 1054) -6,00, Венера -4,89, Сириус (α Canis Majoris) -1,47 M33, (Андромеда Галактика) +5,72, Плутон +13,65.

Переменная кривая блеска катаклизма AAVSO Dwarf Nova Cataclysmic

Исторически шкалой времени был юлианский день (JD), система отсчета начиналась с 1 января 4713 г. до н.э. — юлианского дня номер 1.В настоящее время астрономы начинают использовать день и / или год для шкалы времени. Измерение и запись изменений величины и построение кривых блеска позволяют астрономам определить период изменения. Период — это количество времени, которое требуется звезде, чтобы пройти один полный цикл от максимальной величины до минимальной величины и обратно к максимальной величине. В Общем каталоге переменных звезд (GCVS) 2011 года 43 675 звезд Галактики Млечный Путь классифицируются по нескольким различным категориям и подкатегориям изменчивости.ПРИМЕЧАНИЕ. Для получения дополнительной информации о переменных звездах и кривых блеска Американская ассоциация переменных звезд.
Observers (AAVSO) имеет набор учебных материалов — Астрономия переменных звезд (VSA) — с содержанием, видами деятельности и исследованиями, основанными на уникальной электронной базе данных AAVSO, содержащей более 21 000 000 наблюдений переменных звезд. Материалы VSA доступны по адресу http://www.aavso.org/education/vsa

.

Внутренние переменные звезды — Катаклизмические и пульсирующие

Внутренние переменные звезды меняются из-за физических изменений внутри звезды или звездной системы и делятся на два класса — катастрофические и пульсирующие.Многие из этих переменных являются либо стадиями звездной эволюции, либо переходными периодами от одной стадии звездной эволюции к другой. Пульсирующие звезды важны для изучения внутренней структуры и процессов эволюции звезд.

Сверхновая типа Ia (SN1994D)
в галактике NGC 4526

Катаклизмические переменные: Сверхновые и новые звезды — это катастрофические переменные. Новые извержения происходят в контактных двойных системах. Некоторые системы состоят из белого карлика, вращающегося вокруг более крупной и более холодной звезды, такой как красный гигант, в других есть белый карлик и звезда главной последовательности.Слой богатого водородом материала медленно аккрецируется от красного гиганта или звезды главной последовательности в аккреционный диск, окружающий компактный белый карлик. По мере накопления вещества в аккреционном диске диск становится нестабильным. В конце концов, вещество из нестабильного диска может упасть на белый карлик, что приведет к вспышке, или новой. Если количество материала, падающего на поверхность белого карлика, достаточно велико для массы белого карлика, чтобы приблизиться к пределу Чандрасекара, неуправляемый синтез приводит к термоядерному взрыву, который полностью уничтожает белый карлик, оставляя после себя только остаток.Система увеличивает яркость до типичной величины -19,3 в течение нескольких дней, затем свет медленно возвращается к своей исходной яркости в течение следующих нескольких месяцев или лет. Термоядерное разрушение белого карлика — это событие сверхновой типа Ia. Открытие первой обнаруженной переменной звезды приписывается Тихо Браге, который открыл сверхновую в 1572 году. Сверхновая Тихо была событием типа Ia — остатком без звездного ядра.

SN 2006gy массивное событие сверхновой звезды II типа
(Составная Чандра, изображение обсерватории Лика)

Сравнительные кривые блеска для типа Ia, типа II,
Сверхновые SN 1987 (тип II) и SN 2006gy

Сверхновая типа II является результатом коллапса ядра массивной звезды.Ядро схлопывается так быстро, что на мгновение выходит за пределы точки равновесия при ядерной плотности и мгновенно отскакивает. Самые внутренние слои звезды все еще падают и встречаются с отскакивающим ядром, создавая ударную волну, которая проходит через слои к поверхности звезды. Сверхновая типа II может светиться на 20 и более звездных величин; и если звезда-прародитель
действительно массивная, она может затмить всю галактику в рентгеновском излучении. Конечный продукт в остатке зависит от начальной массы звезды и представляет собой нейтронную звезду, пульсар, магнетар или черную дыру.Сверхновые — это катастрофические и заключительные этапы эволюции более массивных звезд (Тип II) и звезд-прародителей среднего размера в контактной двойной системе, которая превратилась в планетарную туманность и белый карлик (Тип Ia). Более подробная информация о сверхновых типа Ia и Type II доступна по адресу: http://chandra.harvard.edu/edu/formal/snr/bg.html.

Пульсирующая переменная звезда мира (Chi Cyg)

Пульсирующие переменные: Пульсирующие переменные звезды различаются по яркости из-за физических изменений внутри звезды.Пульсации обусловлены периодическим расширением и сжатием поверхностных слоев звезд. Изменение размера наблюдается как изменение видимой величины. Звезды пульсируют, потому что они не находятся в гидростатическом равновесии: сила тяжести, действующая на внешнюю массу звезды, не уравновешивается внутренним радиационным давлением, направленным наружу изнутри. Если звезда расширяется в результате повышенного радиационного давления, плотность материала и давление уменьшаются до гидростатического
равновесие достигается, а затем превышается из-за импульса расширения.В этот момент звезда прозрачна, и фотоны могут улетать. Затем преобладает гравитация, и звезда начинает сжиматься. Импульс падающего материала переносит сжатие за пределы точки равновесия. Звезда становится непрозрачной, фотоны захватываются, и звезда становится тусклее. Давление снова становится слишком высоким, и цикл начинается снова. Система действует как осциллятор. В рыхлых атмосферных слоях газов колебания расходятся по фазе друг с другом и создают условия для хаотических движений.Энергия рассеивается во время таких пульсаций (аналогично потерям, вызванным силами трения), и в конечном итоге эта потеря энергии должна привести к затуханию или уменьшению пульсаций. Преобладание и регулярность пульсирующих звезд подразумевает, что рассеиваемая энергия
пополняется каким-то образом. Динамика пульсирующих переменных звезд сложна и недостаточно изучена.

Различные типы пульсирующих переменных различаются периодом пульсации и формой кривых блеска.Это, в свою очередь, зависит от их массы и стадии эволюции. Цефеиды , RR Лиры и Длиннопериодные переменные (LPV) — Miras и Semiregulars — пульсирующие переменные звезды и занимают области на диаграмме H-R, называемые полосами нестабильности. Нестабильность возникает при переходе звезд главной последовательности к гигантским и сверхгигантским ветвям диаграммы H-R и вдоль них.

Цефеида переменных звезд расширяются и сжимаются в повторяющемся цикле изменения размера.Изменение размера можно наблюдать как изменение видимой яркости (видимой величины). Цефеиды имеют повторяющийся цикл изменения, который является периодическим — таким же регулярным, как биение сердца, с периодами от 1 до 70 дней с вариациями амплитуды От 0,1 до 2,0 звездной величины. Эти массивные звезды (~ 8 солнечных масс) имеют высокую светимость и относятся к спектральному классу в максимуме F и минимуму от G до K. Цефеиды занимают удлиненную горизонтальную полосу нестабильности на диаграмме H-R, когда массивные звезды переходят от главной последовательности к ветвям гигантов и / или сверхгигантов.

Переменные RR Lyrae — старые пульсирующие белые гиганты с низкой металличностью. Они обычны в шаровых скоплениях — плотных группах старых звезд в гало галактик. Подобно цефеидам, их пульсации периодические. RR Лиры имеют ~ 0,5 солнечной массы и имеют короткий период пульсации от 0,05 до 1,2 дня и вариации амплитуды от 0,3 до 2 звездных величин. Звезды типа RR Лиры обычно относятся к спектральному классу A. Звезды типа RR Лиры занимают небольшую полосу нестабильности вблизи пересечения главной последовательности и горизонтальной ветви гигантов (HB).Звезды HB покинули ветвь красных гигантов и характеризуются слиянием гелия в своих ядрах, окруженных оболочкой слияния водорода. Звезды типа RR Лиры — это высокоразвитые старые звезды с низкой металличностью, более яркие, чем Солнце, и менее яркие, чем цефеиды. Шаровые скопления с четко выраженными горизонтальными ветвями обычно содержат значительное количество звезд типа RR Лиры.

RR Лиры в фильме Globular
Cluster M3

Все звезды типа RR Лиры в скоплении имеют одинаковую среднюю видимую величину.В разных скоплениях средняя видимая величина разная. Это потому, что все лиры RR имеют примерно одинаковую среднюю абсолютную величину +0,75. Многие звезды-гиганты с меньшей массой пройдут стадию пульсации RR Лиры, в то время как многие звезды-гиганты с большей массой пройдут стадию цефеид. Поскольку звезды с малой массой живут дольше, чем звезды с большой массой, звезды-цефеиды как группа моложе звезд типа RR Лиры. Звезды типа RR Лиры можно использовать в качестве стандартных свечей для измерения космологических расстояний до ~ 760000 парсек (2.5 миллионов световых лет). Более яркие переменные цефеид можно использовать для измерения расстояний до ~ 40 миллионов парсеков (130 миллионов световых лет).

Связь периода и светимости

Цефеиды и переменные RR Лиры отображают взаимосвязь между их периодами и светимостью. Взаимосвязь периода и светимости также известна как закон Ливитта, названный в честь его первооткрывателя Генриетты Ливитт в обсерватории Гарвардского колледжа в Кембридже, штат Массачусетс, в начале 1900-х годов. После идентификации цефеиды или лиры RR по ее кривой блеска рассчитывается период и определяется соответствующая светимость.Затем светимость либо используется напрямую, либо преобразуется в абсолютную звездную величину и используется с видимой звездной величиной в уравнении модуля расстояния для расчета расстояний. Модуль расстояния — это математическая зависимость, которая связывает абсолютную величину, кажущуюся величину и расстояние. Общее соотношение записывается как: m — M = 5 log ₁₀ [d / (10 pc)], где m = видимая звездная величина, M = абсолютная звездная величина и d = расстояние.

Длиннопериодные переменные (LPV) — пульсирующие красные гиганты или сверхгиганты с периодами от 30 до 1000 дней.Обычно они относятся к спектральному классу M, R, C или N. Есть два подкласса; Мира и полурегуляр.

Изображение Chandra и иллюстрация системы Mira A и Mira B

Переменные Mira — периодические пульсирующие красные гиганты с периодами от 80 до 1000 дней. Это стадия, через которую проходит большинство звезд главной последовательности среднего размера, эволюционируя в ветвь красных гигантов. Мирас имеют вариации амплитуды более 2,5 звездной величины. Мира (Омикрон Кита) — прототип переменной звезды Миры.Солнце в конечном итоге перейдет через стадию пульсирующей Миры. Полоса нестабильности Миры на диаграмме H-R расположена в области между звездами среднего размера на главной последовательности и ветвью гигантов. Мира была второй переменной звездой, открытой Давидом Фабрициусом в 1596 году — через 24 года после наблюдения Тихо сверхновой типа Ia. Мира находится в контактной двойной системе с белым карликом-компаньоном. Материал с поверхности красного гиганта Миры А образует аккреционный диск, окружающий белый карлик — Миру Б.Мира со временем схлопнется и сформирует планетарную туманность и белый карлик. Если достаточно большая масса материалов упадет на поверхность белого карлика (Мира B) с Миры A, белый карлик может вызвать событие сверхновой звезды типа Ia — в противном случае система приведет к появлению двух белых карликов, вращающихся на одной орбите.

Пульсирующие переменные звезды и полосы нестабильности на диаграмме H-R

Кембриджская энциклопедия
звезд, Дж. Б. Тейлор, © 2006

Многие объекты не могут быть нанесены на диаграмму H-R из-за их экстремальных и сложных свойств — например, нейтронные звезды, пульсары, черные дыры, планетарные туманности и остатки сверхновых. Нейтронные звезды и пульсары — это звездные ядра коллапсирующих сверхгигантов. У них температура около миллиона градусов Кельвина, и они упадут далеко слева от диаграммы H-R.Черные дыры, являющиеся конечным результатом катастрофических коллапсов самых массивных звезд, сами по себе не излучают света и, следовательно, не имеют абсолютной визуальной величины. Их окружение может стать видимым, если они увеличивают массу от двойного компаньона, но их все равно нельзя поместить на диаграмму H-R. Планетарные туманности — это остатки освещенного материала, которые окружают белых карликов. Сильные звездные ветры от звезд-прародителей красных гигантов и выброс поверхностных материалов из-за небольшого отскока ядра во время коллапса создают планетарные туманности, которые продолжают расширяться в межзвездную среду (ISM).Хотя планетарные туманности иногда показаны на диаграммах HR, обычно они показывают движение центральной звезды белого карлика, когда она переходит на ветвь белого карлика диаграммы — они также падают слева от верхнего левого квадранта диаграммы. Диаграмма HR. По мере того как планетарные туманности продолжают расширяться, они становятся все более и более разреженными и через ~ 25 000 — 50 000 лет перестают быть видимыми. Остатки сверхновой типа II содержат материалы от звезды-прародителя, когда отскакивающее ядро ​​встречается с падающими слоями атмосферы, а остатки сверхновой типа Ia — это материалы, полученные в результате термоядерного разрушения белого карлика.Остатки сложны и содержат структуры, такие как узлы, волокна и ударные волны, и не могут быть нанесены на диаграмму H-R.

Кембриджская энциклопедия
звезд, Дж. Б. Тейлор, © 2006

Полосы нестабильности диаграммы H-R

Поскольку звезды нанесены на диаграмму H-R по абсолютной величине и / или светимости и температуре поверхности (звездная классификация), каждая звезда отображается как одна точка данных. Звезды главной последовательности, гиганты и сверхгиганты, а также белые карлики занимают определенные ветви на диаграмме.Эти объекты обладают абсолютной величиной и температурой, которые не меняются в достаточной степени, чтобы изменить их спектральный класс. Нанесение цефеид, RR Лиры, Миры и полурегулярных пульсирующих переменных звезд на диаграмму H-R — это не единый график, как непульсирующие звезды. Во время своей эволюции через полосы нестабильности они пульсационно нестабильны — расширяются и светлеют, затем сужаются и становятся более тусклыми. Полосы нестабильности для Мирас и цефеид особенно удлинены из-за этих расширений и сокращений.Некоторые пульсирующие переменные звезды изменяют температуру на два спектральных класса за один цикл от максимума до минимума. Для изучения полного цикла изменения отдельных переменных звезд необходимо дважды нанести их на диаграмму HR — как при максимальной абсолютной звездной величине (M _Vmax ), так и при минимальной абсолютной звездной величине (M _Vmin ) — вместе с соответствующими значениями. спектральные классы. ПРИМЕЧАНИЕ. Для упрощения пульсирующие переменные обычно отображаются на диаграммах H-R с одной точкой данных, которая представляет их средние абсолютные величины и температуры.Средние значения размещают переменные на диаграмме в середине их циклов; в то время как лучшее понимание этих звезд требует нанесения их на обе крайности их циклов, чтобы легче было увидеть степень вариации.

Чандра Иллюстрация звезды CoRoT-2A
с планетой и далекой звездой-компаньоном

Переменные звезды необходимо систематически наблюдать в течение десятилетий, чтобы определить их долгосрочное поведение. Данные наблюдений используются для анализа поведения переменных звезд и для разработки компьютеризированных теоретических моделей переменных звезд.Природа изменчивости дает информацию о звездных свойствах, таких как масса, радиус, светимость, температура, внутренняя и внешняя структура, состав и история эволюции. Переменные звезды играют решающую роль в нашем понимании Вселенной. Цефеиды и RR Лиры сыграли важную роль в определении расстояний до галактик и определении возраста Вселенной. Переменные Мира дают нам представление о будущей эволюции нашей собственной звезды; солнце. Аккреционные диски в катаклизмических переменных помогают нам понять более крупномасштабную динамику диска — такую ​​как процессы внутри активных галактик со сверхмассивными черными дырами.Посредством нуклеосинтеза сверхновые звезды создают элементы, необходимые для жизни, и являются частью процесса, который обеспечивает условия для формирования планет. Переменные звезды являются неотъемлемой частью процесса звездной эволюции — бесконечного цикла звездного образования и разрушения. Полное описание истории звездной эволюции доступно по следующему адресу: http://chandra.harvard.edu/edu/formal/stellar_ev/story/

‘We Don’t Planet’ Эпизод 5: Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Если вы отобрали сотни миллиардов звезд в любой галактике и построили график их светимости (их яркость, измеренная с фиксированного расстояния — то есть, другими словами, их «истинная» яркость) и их цвета, вы могли бы ожидать, что точки будут существенно разбросаны случайным образом.

Но работа Эйнара Герцшпрунга и Генри Рассела около 1910 года открыла нечто гораздо более удивительное: почти все звезды приземлились внутри тонкой диагональной полосы, простирающейся от ярко-синей до тускло-красной, со странным скоплением тусклых и тусклых цветов. -синяя и почти горизонтальная ветвь ярко-красного цвета.

После десятилетий исследований мы теперь понимаем, что особенности диаграммы Герцшпрунга-Рассела показывают эволюционный путь звезд по мере их рождения, старения и смерти.

Тонкая диагональная полоса теперь известна как Главная последовательность, и все звезды, соединяющие водород в своих ядрах, лежат вдоль нее.Когда звезды впервые загораются в результате слияния, они приземляются где-то в этой последовательности, в зависимости от их начальной массы. По мере старения звезды постепенно становятся ярче и голубее, ползая вверх и уходя на диаграмме.

После исчерпания своего запаса доступного водорода в конце своей жизни звезды покидают основную последовательность, надуваясь и становясь красными гигантами — это горизонтальная ветвь.

Наконец, после миллионов лет пароксизмов и хаотических потоков, закончившихся образованием планетарной туманности, выживает только несгоревшее ядро ​​углерода и кислорода — белые карлики, расположенные в тускло-синем углу диаграммы.

Таким образом, диаграмма Герцшпрунга-Рассела представляет собой полную историю жизни звезды: когда мы знаем текущий возраст звезды и ее положение на диаграмме, мы можем точно предсказать ее судьбу на протяжении миллиардов лет.

«We Don’t Planet» проводится астрофизиком из Университета штата Огайо и главным научным сотрудником COSI Полом Саттером со студенткой бакалавриата Анной Фолькер. Произведено Дугом Данглером, ASC Technology Services .При поддержке Государственного университета Огайо Департамент астрономии и Центр космологии и физики частиц . Вы можете подписаться на Пола в Twitter и Facebook .

.