Диаграмма герцшпрунга-рассела – все о космосе

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела, для наиболее известных звезд

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 — эволюцию звезд.

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?

Эволюция Звезд

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 вертикальной — от температуры? Если бы звезды распределились по системе равномерно, никакого открытия не было бы.

Но любое отклонение от порядка показало бы закономерность в устройстве светил, объясняющая многие загадки.

Так и случилось. Если сила свечения по оси Y будет расти снизу вверх, а температура по оси X — справа налево, то звезды делятся на три четко выраженные группы — последовательности, как их именуют астрофизики:

  • Посередине, с верхнего левого в нижний правый угол, тянется Главная последовательность — ряд обычных, карликовых звезд, составляющих 90% от количества звезд во Вселенной. К ним относится и наше Солнце. Их температура прямо пропорциональна светимости — чем горячее звезда, тем ярче она горит.
  • В верхнем правом углу собрались светила, которые очень яркие, но с низкой температурой — на это указывает их красный цвет. В этой последовательности собрались звезды гиганты и сверхгиганты.
  • Ниже главной последовательности находятся звезды, нагревающиеся до голубого и белого цветов, а света излучают совсем немного. Это — белые карлики.

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

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

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:

  • После рождения, около 90% «жизни» звезда располагается в Главной последовательности — поэтому к ней и принадлежит больше всего звезд. Срок такого стабильного существования непосредственно зависит от положения в диаграмме. Чем выше и левее звезда, тем ярче она и горячее — следовательно, в ней быстрее выгорает водород. Звезды пониже — тусклее, они могут существовать десятками миллиардов лет. Солнце тут заняло «золотую середину». Оно горит уже 5 миллиардов лет и будет гореть примерно столько же.
  • Что случится, когда водород — звездное топливо — полностью выгорит? В Солнца, как и в других небольших звезд, происходит гравитационное сжатие — коллапс. Так как энергии становится меньше, силы тяготения начинают сильнее сжимать ядро звезды. От этого загорается гелий в ядре — «пепел» от первичного горения водорода. Сила этого процесса такова, что светило расширяется в десятки раз и светится ярче. Но энергия горения гелия не превышает энергию водорода, и за счет увеличения площади, звезда остывает до красного цвета. Так Солнце превратится в красного гиганта, покинув Главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рассела ради высот гигантов.Фотография красного сверхгиганта Бетельгейзе
  • Но для звезд класса Солнца взлет вверх быстро заканчивается. Гелий заканчивается куда быстрее, чем водород — и гравитация сжимает ядро в маленькую плотную звезду, белого карлика, которой только и остается что остывать. В итоге, звезда падает вниз по диаграмме, где и остается до самого конца.
  • Звезд покрупнее ждет куда более яркая участь. Гелия в них достаточно, чтобы продолжать реакцию. После гелия термоядерную «эстафету» принимает новообразованный углерод, затем — магний. Рано или поздно звезда достигает критической массы, после которой взрывается в сверхновой. Ее энергия и свечение может быть сильнее, чем во всех звезд Вселенной одновременно. По диаграмме ГР, сверхновая находится необозримо высоко.

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.

by HyperComments

Источник: http://SpaceGid.com/diagramma-rassela-gertsshprunga.html

Эволюция звезд и диаграмма Герцшпрунга-Рассела

В начале прошлого столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Расселл эмпирически установили независимо друг от друга, что существует зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом.

Если нанести положения большого количества звезд на диаграмму, у которой по оси абсцисс отложены спектральные классы звезд, а по оси ординат – светимости, оказывается, что звезды отнюдь не располагаются беспорядочно, а образуют определенные группы.

Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химического состава.

Основная масса звезд на диаграмме ГР расположена вдоль диагонали на полосе, идущей от правого нижнего угла диаграммы в левый верхний угол. Эта полоса  называется главной последовательностью.

Диаграмма Гершпрунга -Рассела

Нижний правый угол занят холодными звездами с малой светимостью и малой массой, начиная со звезд порядка 0.08 солнечной массы, а верхний левый угол занимают горячие звезды, имеющие массу порядка 60-100 солнечных масс и большую светимость.

Фаза эволюции, соответствующая главной последовательности, связана с выделением энергии в процессе превращения водорода в гелий, и, так как все звезды ГП имеют один источник энергии, то положение звезды на диаграмме ГР определяется ее массой и в малой степени –  химическим составом.

Основное время жизни звезда проводит на главной последовательности и поэтому главная последовательность – наиболее населенная группа на диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат на ней).

Светимость звезды пропорциональна ее эффективной температуре и площади поверхности.

Где – постоянная Стефана-Больцмана.

Для звезд главной последовательности существует аппроксимационное соотношение, известное как зависимость масса-светимость.

Это соотношение было выведено из наблюдательного определения масс и светимостей звезд главной последовательности, и также подтверждается расчетами звездных моделей для звезд главной последовательности.

Светимость звезды (грубо) пропорциональна ее массе в степени 3,5 или 4:

Таким образом, 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. Это соответствует светимости почти в миллион раз больше солнечной.

Для наиболее массивных звезд .

Звезды проводят большую часть своей жизни на главной последовательности. В общем, более массивные звезды живут более быстрой жизнью, чем менее массивные. Казалось бы, звезды, имеющие большее количество водорода для горения, должны были бы расходовать его дольше, но это не так, потому что они используют свои ресурсы быстрее.

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

Согласно уравнению Эйнштейна:

Приравнивая энергии из обоих выражений, получаем:

учитывая закон масса-светимость, имеем:

или по отношению к Солнцу:

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

Звезда находится в равновесии. Ее собственное гравитационное поле порождает тенденцию к сжатию, в то же время тепло ядерных реакций внутри нее порождает тенденцию к расширению. Одно уравновешивает другое, и, поскольку ядерные реакции продолжаются, равновесие поддерживается, и звезда визуально остается неизменной.

Чем массивней звезда, тем сильнее ее гравитационное поле и сильнее тенденция к сжатию. Чтобы такая звезда сохраняла свой объем, она должна подвергаться ядерным реакциям в большем темпе, развивая более высокую температуру, необходимую для уравновешивания сильной гравитации.

Следовательно, чем массивней звезда, тем более горячей должна она быть и тем скорее она должна израсходовать свое ядерное топливо — водород. Начнем с того, что более массивная звезда содержит водорода больше, чем звезда менее массивная.

Рассматривая все более и более массивные звезды, мы заметим, что топливо, которое необходимо тратить для уравновешивания гравитации, должно сгорать значительно быстрее, чем возрастает наличие водорода. Это означает, что более массивная звезда использует свой больший водородный запас быстрее, чем менее массивная звезда использует свой меньший запас водорода.

Короче, чем массивней звезда, тем быстрее она расходует свое топливо и тем быстрее она проходит различные стадии своей эволюции.

Когда в недрах звезды водород преобразуется в гелий, ее внутренность становится все богаче гелием и поэтому более плотной. Возрастающая плотность усиливает гравитационное поле внутренности, она сжимается и вследствие этого становится горячее.

Читайте также:  Почему не видно звезд - все о космосе

По этой причине постепенно полностью нагревается и вся звезда, так что, в то время как центр сжимается, вся звезда в целом слегка расширяется. Со временем центр становится настолько горячим, что могут иметь место новые ядерные реакции.

Ядра гелия внутри него начинают комбинироваться и образовывать новые более сложные ядра более тяжелых элементов, таких как углерод, кислород, магний, кремний и тому подобные.

И вот в центре внутренности становится настолько горячо, что равновесие полностью нарушается в сторону расширения. Вся звезда в целом начинает увеличиваться в ускоренном темпе.

Когда она расширяется, общая энергия, излучаемая звездой, увеличивается, но эта энергия распространяется по более обширной поверхности, которая увеличивается в размере даже еще быстрее. Следовательно, температура любой части быстро увеличивающейся поверхности снижается.

Поверхность охлаждается до такого уровня, что она накаляется лишь докрасна, вместо того чтобы накаляться добела, как в молодости звезды.

https://www.youtube.com/watch?v=_bq927b7-Pc

Результатом является «красный гигант». В небе сейчас существуют такие звезды. Звезда Бетельгейзе в созвездии Ориона — один пример, Антарес в созвездии Скорпиона — другой.

Рано или поздно все звезды доходят до стадии «красного гиганта», причем более массивные звезды совершают это раньше, менее массивные — позже.

Есть звезды настолько огромные, массивные и сверкающие, что они останутся в стадии стабильного синтеза водорода (называемой «главной последовательностью») менее миллиона лет, а затем раздуются в красный гигант. Другие же звезды настолько маленькие, с небольшой массой и тусклые, что будут оставаться в главной последовательности до двухсот миллиардов лет, прежде чем станут красными гигантами.

Размер красных гигантов также зависит от массы. Чем массивнее звезда, тем до большего объема она раздувается. По-настоящему массивная звезда раздувалась бы до диаметра во много сотен раз больше нынешнего диаметра нашего Солнца, в то время как маленькие звезды раздувались бы до диаметра только в несколько раз больше его диаметра.

Сочетание невысокой температуры и большой светимости, собственно говоря, и характеризует звезду как красного гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и занимает место на ветви красных гигантов.

Диаграмма Гершпрунга -Рассела – один из вариантов

Когда звезда достигает ветви гигантов, поверхностная конвективная зона расширяется вниз, до слоев, где шли ядерные реакции и при глубоком перемешивании вещества поверхностный химический состав изменяется, что подтверждается наблюдениями. Этот процесс перемешивания конвекцией внешних слоев с внутренними (подвергшимися ядерному преобразованию элементов) из-за расширения вниз конвективной зоны называется по-английски “first dredge-up”.

Во время расширения оболочки ядро продолжает сжиматься и его температура растет. Когда температура достигает примерно 100 миллионов градусов Кельвина, а плотность –  г/см, гелиевое ядро загорается и начинает перерабатывать гелий в углерод. После этого на диаграмме ГР звезды уйдут с ветви красных гигантов и переместятся на горизонтальную ветвь.

Такая звезда становится красным или желтым сверхгигантом. Сверхгиганты отличаются от обычных гигантов, также гиганты отличаются от звезд главной последовательности. Они имеют сложное строение со многими зонами, в которых происходят ядерные реакции.

Характерной особенностью фазы сверхгигантов является нестабильность горящей гелиевой оболочки, в которой происходят тепловые вспышки. Вспышки приводят к тепловой пульсации звезд, находящихся на стадии сверхгигантов.

Периоды пульсаций таких звезд составляют от нескольких тысяч лет для звезд с массами  до сотен тысяч лет для звезд с массами .

Дальше сценарий эволюции отличается для звезд с  и . Первые  будут иметь вырожденное углеродное ядро, их оболочка рассеется (станет планетарной туманностью), а ядро превратится в белый карлик. Звезды с будут эволюционировать дальше.

Чем массивнее звезда, тем горячее ее ядро и тем быстрее она сжигает все свое топливо. При этом происходит синтез все новых элементов вплоть до железа. На ядре железа процесс синтеза тяжелых элементов останавливается, т.к.

реакция слияния ядер железа и более тяжелых элементов идет с поглощением энергии.

Эволюция звезд

Поэтому, когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять весу вышележащих слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества.

То, что происходит далее, пока до конца не ясно, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят к взрыву сверхновой звезды невероятной мощности.

Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала, включая железо и более лёгкие элементы.

Разлетающаяся материя бомбардируется вылетающими из звездного ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния).

Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа, но это не есть единственно возможный способ их образования. Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство.

В последующем, остывая и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «утилем» и, возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников.

Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также под вопросом остаётся момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.

В конце статьи приведу жизненный цикл нашего Солнца:

Эволюция Солнца

Источник: https://easy-physic.ru/evolyuciya-zvezd-i-diagramma-gercshprunga-rassela/

Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла

Среди параметров, характеризующих звезду, существуют два самых главных – это температуры и абсолютная звездная величина. Температурные показатели тесно связаны с цветом звезды, а абсолютная звездная величина – со спектральным классом.

Имеется в виду классификация звезд по интенсивности линий в их спектрах. Согласно используемой в настоящее время классификации, звезды в соответствии с их спектрами делятся на семь основных спектральных классов. Они обозначены латинскими буквами О, В, A, F, G, К, М.

Именно в этой последовательности температура звезд понижается от нескольких десятков тысяч градусов класса О   (очень   горячие   звезды)   до 2000-3000 градусов звезд типа М. Абсолютная звездная величина, т.е. мера блеска, указывает количество энергии, излучаемой звездой.

Ее можно вычислить теоретически, зная расстояние до звезды.

Выдающаяся идея Идея связать между собой два основных параметра звезды пришла в голову двум ученым в 1913 г., причем они вели работы независимо друг от друга. Речь идет о голландском астрономе Эйнаре Герцшпрунге и американском астрофизике Генри Норрисе Ресселле.

Ученые творили на расстоянии тысяч километров друг от друга. Они составили график, связавший воедино два основных звездных параметра. Горизонтальная ось отражает температуру, вертикальная – абсолютную звездную величину.

В результате получилась диаграмма, которой присвоены имена двух ас-диаграмма Герцшпрунга-Ресселла, или, проще, диаграмма Г-Р.

Звезда — критерий

Посмотрим, как составляется диаграмм Г-Р. Прежде всего, необходимо выбрать звезду-критерий. Для этого подходит звезда, расстояние до которой известно, или другая – с уже вычисленной абсолютной звездной величиной.

Следует иметь в виду, что интенсивность светимости любого источника, будь то свеча, лампочка или звезда, изменяется в зависимости от расстояния. Математически это выражается так интенсивность светимости «I» на определенном расстоянии «d» от источника обратно пропорциональна «d2».

Практически это означает, что если расстояние увеличивается вдвое, то интенсивность светимости уменьшается в четыре раза. Если расстояние увеличивается втрое, интенсивность светимости уменьшается в девять раз, и так далее. Затем следует определить температуру выбранных звезд.

Для этого надо идентифицировать их спектральный класс, цвет и после этого определить температуру. В настоящее время вместо спектрального типа используется другой эквивалентный ему показатель – «индекс цвета».

Далее надо измерить звездную величину звезды с двумя разными по длине волнами (например, использовать два фильтра, пропускающих только синий и желтый цвета). Подсчитать разницу. Эти два параметра наносятся на одну плоскость с температурой, понижающейся слева направо, на абсциссе. Абсолютная светимость фиксируется на ординате (повышение отмечается снизу вверх).

Главная последовательность

На диаграмме Г-Р звезды располагаются вдоль диагональной линии, идущей снизу вверх и слева направо. Эта полоса называется Главная последовательность. Звезды, входящие в ее состав, называются звездами Главной последовательности. Солнце относится именно к этой группе.

Это группа желтых звезд с поверхностной температурой примерно 5600 градусов. Звезды Главной последовательности находятся в наиболее «спокойной фазе» своего существования. В недрах их ядер атомы водорода перемешиваются, образуется гелий.

Фаза Главной последовательности составляет 90% времени   существования   звезды.     Из 100 звезд 90  находятся именно в этой  фазе, хотя распределяются по разным позициям в зависимости от температуры и светимости.

Главная последовательность представляет собой «узкую область», это свидетельствует о том, что звезды с трудом сохраняют баланс между силой притяжения, которая тянет внутрь, и силой, образующейся в результате ядерных реакций, она тянет к внешней стороне зоны.

Звезда, подобная Солнцу, с поверхностной температурой, равной 5600 градусам, для поддержания баланса должна иметь абсолютную звездную величину порядка +4,7. Это следует из диаграммы Г-Р.

Красные гиганты и белые карлики

Красные гиганты находятся в верхней зоне справа, расположенной с внешней стороны Главной последовательности. Характерной чертой этих звезд является очень низкая температура (примерно 3000 градусов), но при этом они ярче звезд, имеющих идентичную температуру и расположенных в Главной последовательности.

На диаграмме хорошо видно, какая абсолютная звездная величина соответствует какой температуре. Зная абсолютную и видимую звездную величину, не составит труда вычислить расстояние. В заключение хочется еще раз подчеркнуть большое значение диаграммы Г-Р в современной астрофизике.

Естественно, возникает вопрос: если энергия, излучаемая звездой, зависит от температуры, то почему же звезды с одинаковой температурой имеют разную степень светимости. Объяснение следует искать в размере звезд. Красные гиганты более яркие потому, что их излучающая поверхность намного больше, чем у звезд из Главной последовательности.

Читайте также:  Комета 103p/хартли - все о космосе

Неслучайно этот тип звезд получил название «гиганты». Действительно, их диаметр может превышать диаметр Солнца в 200 раз, эти звезды могут занимать пространство в 300 миллионов км, что вдвое больше расстояния от Земли до Солнца! С помощью положения о влиянии размера звезды попробуем объяснить некоторые моменты в существовании других звезд – белых карликов.

Они расположены внизу слева в диаграмме Г-Р. Белые карлики – очень горячие, но совсем неяркие звезды. При одинаковой температуре с крупными и горячими бело-голубыми звездами Главной последовательности белые карлики намного меньше их по размерам. Это очень плотные и компактные звезды, они в 100 раз меньше Солнца, их диаметр примерно такой же, как земной.

Можно привести яркий пример высокой плотности белых карликов – один кубический сантиметр материи, из которой они состоят, должен весить около одной тонны!

Диаграммы Г-Р и звездные скопления

Любопытно рассмотреть составляющие звездных скоплений на диаграмме Г-Р. Предположим, что все звезды скоплений находятся на одинаковом от нас расстоянии. Отсюда вытекает, что разница в степени светимости зависит не от удаленности от нас, а от каких-то «внутренних» причин.

Для построения диаграммы Г-Р используем вместо абсолютной звездной величины относительную (она легче вычисляется). Что касается вопроса распределения звезд в скоплении, можно составить несколько вариантов диаграммы Г-Р.

Например, диаграммы рассеянных звездных скоплений М8 или NGC 2264 будут значительно отличаться от «стандартных». Звезды Главной последовательности в большей степени рассеяны, особенно в нижней зоне.

Это связано с тем, что звезды рассеянных скоплений относительно молодые и имеют возраст от нескольких десятков до сотен миллионов лет. За такой короткий период времени менее крупные и яркие звезды не успевают «стабилизироваться», они эволюционируют очень медленно.

В принципе, это звезды «до-последовательности». Затем эти звезды проходят еще одну фазу, на диаграмме она находится в правой части Главной последовательности. По мере движения к этой фазе звезды постепенно обретают равновесие и стабильность.

Шаровые звездные скопления

При составлении диаграмм Г-Р шаровых звездных скоплений, а в них находятся в основном старые звезды, очень сложно определить Главную последовательность. Ее следы фиксируются в основном в нижней зоне, где концентрируются более холодные звезды.

Это связано с тем, что горячие и яркие звезды уже прошли стабильную фазу своего существования и перемещаются вправо, в зону красных гигантов, а если миновали ее, то в зону белых карликов.

Если бы люди были в состоянии проследить за свою жизнь все эволюционные стадии звезды (используя диаграмму Г-Р), они смогли бы увидеть, как она изменяет свои характеристики. Например, когда водород в ядре звезды прекращает гореть, температура во внешнем слое звезды понижается, сам слой расширяется.

Звезда выходит из фазы Главной последовательности и направляется в правую часть диаграммы. Это касается в первую очередь крупных по массе звезд, наиболее ярких, – именно этот тип эволюционирует быстрее. С течением времени звезды выходят из Главной последовательности.

На диаграмме фиксируется «turning point» – «поворотная точка», благодаря ей возможно довольно точно вычислить возраст звезд скоплений. Чем выше на диаграмме находится «поворотная точка», тем моложе скопление, и, соответственно, чем ниже на диаграмме она находится, тем старше по возрасту звездное скопление.

Значение диаграммы

Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла оказывает огромную помощь в изучении эволюции звезд на протяжении их существования. За это время звезды претерпевают изменения, трансформации, в какие-то периоды они очень глубокие. Нам уже известно, что звезды отличаются не по собственным характеристикам, а по типам фаз, в которых они пребывают в то или иное время. С помощью этой диаграммы можно вычислить расстояние до звезд. Можно выбрать любую звезду, находящуюся в Главной последовательности, с уже определенной поверхностной температурой (в принципе, ее легко вычислить) и посмотреть ее продвижения на диаграмме. На диаграмме хорошо видно, какая абсолютная звездная величина соответствует какой температуре. Зная абсолютную и видимую звездную величину, не составит труда вычислить расстояние. В заключение хочется еще раз подчеркнуть большое значение диаграммы Г-Р в современной астрофизике.

Источник: https://kosmos-x.net.ru/publ/kosmos/diagramma_gercshprunga_ressella/12-1-0-161

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела. Звездные последовательности

Кратко:

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:

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

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:

.

Согласно уравнению Эйнштейна:

.

Отсюда, ,

учитывая закон масса-светимость, получаем:

,

или в солнечных единицах:

.

Таким образом, если расчетное время жизни Солнца 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 звездL~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.

Источник: http://znaniya-sila.narod.ru/stars/star_08.htm

Диаграмма Герцшпрунга—Рассела

Звезды бывают множества типов. Есть звезды, диаметр которых в 30 раз превышает диаметр Солнца, и есть звезды размером всего лишь с большой земной город.

Есть звезды настолько горячие, что основной цвет в спектре их излучения — фиолетовый, и есть звезды настолько «холодные», что даже темно-красный свет в их спектре выражен крайне тускло.

В XIX веке в астрономии произошел перелом — ученые стали сходить с накатанного пути классической астрономии («Где это, и как и куда оно движется?») и переходить на рельсы астрофизики («Что это, и как оно устроено?»).

Одной из первоочередных задач на этом пути стала задача хотя бы внешнего упорядочивания классификации наблюдаемых во Вселенной звезд. Это и привело к независимому созданию двумя астрофизиками диаграммы, которую сегодня принято в их честь называть диаграммой Герцшпрунга—Рассела (или, сокращенно, «диаграммы ГР»).

Диаграмма ГР — как это нередко бывает в науке — была практически одновременно разработана двумя учеными, совершенно самостоятельно работавшими на двух разных континентах.

Генри Норрис Рассел — один из крупнейших американских астрономов начала XX века — долгие годы интересовался проблемой описания жизненного цикла звезд и, судя по всему, пришел к основной идее диаграммы еще в 1909 году, однако работа с ее представлением была опубликована лишь в 1913 году.

Датчанин Эйнар Герцшпрунг пришел к тем же выводам, что и Рассел, несколькими годами раньше своего американского коллеги, однако опубликованы они были (в 1905-м и 1907 годах) в узкоспециализированном «Журнале научной фотографии» (Zeitschrift für Wissenschaeftliche Photographie), издающемся к тому же на немецком языке, и публикация эта поначалу попросту осталась незамеченной астрономами. Поэтому вплоть до середины 1930-х годов эту диаграмму принято было называть просто «диаграммой Рассела», пока не был обнаружен случившийся казус, после чего датчанину было воздано должное, и теперь диаграмма носит имена обоих ученых.

Диаграмма ГР представляет собой график, на котором по вертикальной оси отсчитывается светимость (интенсивность светового излучения) звезд, а по горизонтальной — наблюдаемая температура их поверхностей.

Оба этих количественных показателя поддаются экспериментальному измерению при условии, что известно расстояние от Земли до соответствующей звезды.

Чисто исторически сложилось так, что по горизонтальной оси х температуру поверхности звезд откладывают в обратном порядке: то есть, чем жарче звезда, тем левее она находится; это чистая условность, и я не вижу смысла в том, чтобы ее обсуждать и оспаривать.

Смысл же всей диаграммы ГР заключается в том, чтобы нанести на нее как можно больше экспериментально наблюдаемых звезд (каждая из которых представлена соответствующей точкой) и по их расположению определить некие закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости.

Выясняется, что это распределение носит отнюдь не случайный характер: по соотношению спектра со светимостью звезды делятся на три достаточно строгие категории или, как принято их называть в астрофизике, «последовательности».

Из верхнего левого угла в правый нижний тянется так называемая главная последовательность. К ней относится, в частности, и наше Солнце.

В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звезды, а справа внизу — самые тусклые и, как следствие, долгоживущие.

Отдельно — правее и выше — расположена группа звезд с очень высокой светимостью, не пропорциональной их температуре, которая относительно низка — это так называемые красные звезды-гиганты и сверхгиганты. Эти огромные звезды, условно говоря, светят, но не греют.

Ниже и левее главной последовательности расположены карлики — группа относительно мелких и холодных звезд. Еще раз отметим, что подавляющее большинство звезд относится к главной последовательности, и энергия в них образуется путем термоядерного синтеза гелия из водорода (см.

Эволюция звезд).

На самом деле, три этих последовательности на диаграмме ГР строго соответствуют трем этапам жизненного цикла звезд. Красные гиганты и сверхгиганты в правом верхнем углу — это доживающие свой век звезды с до предела раздувшейся внешней оболочкой (через 6,5 млрд.

лет такая участь постигнет и наше Солнце — его внешняя оболочка выйдет за пределы орбиты Венеры).

Они излучают в пространство примерно то же количество энергии, что и звезды основного ряда, но, поскольку площадь поверхности, через которую излучается эта энергия, превосходит площадь поверхности молодой звезды на несколько порядков, сама поверхность гиганта остается относительно холодной.

Наконец, обратимся к левому нижнему углу диаграммы ГР: здесь мы видим так называемых белых карликов (см. Предел Чандрасекара). Это очень горячие звезды — но очень мелкие, размером, обычно, не больше нашей Земли.

Поэтому, излучая в космос относительно немного энергии, они, по причине весьма незначительной (на фоне других звезд) площади их поверхностной оболочки, светятся в достаточно ярком спектре, поскольку она оказывается достаточно высокотемпературной.

Вообще, по диаграмме Герцшпрунца—Рассела можно проследить весь жизненный путь звезды. Сначала звезда главной последовательности (подобная Солнцу) конденсируется из газо-пылевого облака (см.

Гипотеза газопылевого облака) и уплотняется до создания давлений и температур, необходимых для разжигания первичной реакции термоядерного синтеза, и, соответственно появляется где-то в основной последовательности диаграммы ГР.

Пока звезда горит (запасы водорода не исчерпаны), она так и остается (как сейчас Солнце) на своем месте в основной последовательности, практически не смещаясь.

После того, как запасы водорода исчерпаны, звезда сначала перегревается и раздувается до размеров красного гиганта или сверхгиганта, отправляясь в правый верхний угол диаграммы, а затем остывает и сжимается до размеров белого карлика, оказываясь слева внизу.

Источник: http://elementy.ru/trefil/21098/Diagramma_GertsshprungaRassela

Практическая работа по астрономии «Заполнение диаграммы Герцшпрунга-Рассела»

В работе представлена практическая работа по астрономии «Заполнение диаграммы Герцшпрунга- Рассела», выполнение которой основывается на применении компьютерной программы Stellarium – виртуального планетария и использовании навыков поиска информации в сети Интернет. При выполнении работы учащиеся знакомятся с физическими характеристиками различных звёзд, у них формируется представление о типах звезд и их различиях.

В рамках курса физики в 11 классе на изучение раздела «Астрономия» отводится малое количество времени. Например, для базового уровня выделяется всего около 3-4 часов, а для профильного — 6-8 часов [ывф]. Данного времени недостаточно для полного объяснения астрономического материала школьникам и его усвоения ими.

Побудить учащихся к самостоятельному изучению предмета (или, по крайней мере, знакомству с ним) можно путём привития интереса к астрономии. Наибольшей интерес позволит вызвать изучение астрономии за компьютером, то есть использование компьютерных программ, виртуальных лабораторий, интерактивных моделей и так далее.

Астрономия — это такая наука, которая отличается недоступностью явлений и процессов чувственному восприятию, абстрактностью понятий, интегрированием знаний из разных областей. Большинство космических и вселенских объектов, их движение и строение невозможно увидеть «вживую», в этом случае на помощь и приходят компьютерные средства.

Среди таких объектов можно выделить звёзды.

Далее представлена практическая работа по астрономии «Заполнение диаграммы Герцшпрунга- Рассела», выполнение которой основывается на применении компьютерной программы Stellarium — виртуального планетария и использовании навыков поиска информации в сети Интернет. При выполнении работы учащиеся знакомятся с физическими характеристиками различных звёзд, у них формируется представление о типах звезд и их различиях.

Практическая работа «Заполнение диаграммы Герцшпрунга- Рассела»

Цели работы:

  1. Закрепить теоретический материал по теме «Характеристики звёзд».
  2. Получить практические навыки в работе с программой Stellarium и поиска информации в Интернете.
  3. Заполнить диаграмму Герцшпрунга — Рассела.

Ход работы

Задание 1. Запишите этапы эволюции звезд (жизненный путь звезды).

Облако межзвёздного газа è

Задание 2. Заполните диаграмму Герцшпрунга — Рассела (рисунок 1).

Рисунок 1. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Порядок действий для заполнения диаграммы:

  1. Для заполнения диаграммы понадобятся следующие данные о звёздах: спектральный класс, светимость (в светимостях Солнца) и температура звезды. Для определения этих данных используются программа «Stellarium» (виртуальный планетарий) и web-сайт «Википедия — свободная энциклопедия».
  2. Откройте программу Stellarium. Настройте интерфейс программы Stellarium в панели настроек (панель настроек имеет вид, представленный на рисунке 2)

Рисунок 2. Панель настроек

Сделайте активными следующие иконки: «Название созвездий», «Линия созвездий». Сделайте не активными следующие иконки: «Земля», «Атмосфера». В результате вы получите вид звёздного неба с названиями созвездий и их очертаниями. На рисунке 3 представлено созвездие «Большая Медведица».

Рисунок 3. Созвездие «Большая Медведица»

  1. Для заполнения таблицы необходимо выбрать 1 созвездие, содержащее в себе не менее 4 звезд.
  2. Нажмите на звезду в созвездии. В результате в верхнем левом углу экрана появится информация о звезде (рисунок 4).

Рисунок 4.

Информация о звезде Альмаак

  1. Из полученной инфомации для заполнения диаграммы понадобятся следующие данные: спектральный класс и абсолютная звездная величина.

  2. По значению абсолютной звёздной величины найдите значение светимость звезды в светимостях Солнца по формуле:

,

где— светимость звезды в светимостях Солнца (L0 — светимость Солнца), M0 — абсолютная звёздная величина Солнца, равная +4,83, M — абсолютная звёздная величина звезды.

  1. Перейдите по ссылке https://ru.wikipedia.org для входа на сайт «Википедия — свободная энциклопедия». В окне поиска введите название выбранной звезды и нажмите на поиск. Появится страница с данными о выбранной звезде. В разделе «Физические характеристики» найдите информация о температуре звезды, её спектральном классе и светимости (рисунок 5).

Рисунок 5. Физические характеристики звезды

Сравните полученное значение светимости в светимостях Солнца виличиное по формуле и представленное на сайте Википедии.

  1. Таким образом, имеются все необходимые данные для заполнения диаграммы Герцшпрунга — Рассела: спектральный класс, светимость (в единицах светимости Солнца) и температура звезды. Расположите выбранную звезду на диаграмму по полученным данным.
  2. Выполните пункты d-h для всех звёзд выбранного созвездия.
  3. Сделайте вывод о видах звёзд, входящих в выбранное вами созвездие.

Примечание: для скачивания программы Stellarium необходимо перейти по ссылке http://www.stellarium.org/ru/ или воспользоваться QR кодом, представленным на рисунке 6.

Рисунок 6. QR код для скачивания программы Stellarium

Проведение данной практической работы можно предложить учащимся как в качестве домашнего задания, так и во время аудиторной работы.

При проведении работы в классе целесообразно разделить класс на группы, каждой из которых будет предложено своё созвездие.

При коллективно-групповой работе можно распечатать диаграмму Герцшпрунга — Рассела на большом формате и повесить её на доску и её заполнения будет происходить коллективно при выполнении задания каждой группой.

В ходе выполнения практической работы «Заполнение диаграммы Герцшпрунга- Рассела» у учащихся не только формируются представления об основных понятиях астрономии, но и развиваются навыки работы в группах, исследовательские способности и навыки поиска информации, её обработки и представления в доступной форме.

Источник: https://novainfo.ru/article/13421

Ссылка на основную публикацию