Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено с диаграммы Герцшпрунга-Рассела )
Перейти к навигации Перейти к поиску
Наблюдательная диаграмма Герцшпрунга – Рассела с 22 000 звездами, нанесенными из Каталога Hipparcos, и 1 000 из Каталога Глизе ближайших звезд. Звезды имеют тенденцию попадать только в определенные области диаграммы. Самая заметная из них - диагональ, идущая от верхнего левого угла (горячий и яркий) к нижнему правому (более холодный и менее яркий), называемая главной последовательностью . В нижнем левом углу находятся белые карлики , а над главной последовательностью - субгиганты , гиганты и сверхгиганты . Солнце находится на главной последовательности в светимости 1 ( по абсолютной величине 4,8) и В-V показатель цвета0,66 (температура 5780 К, спектральный класс G2V).

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела , сокращенно HR диаграммы , HR диаграммы или HRD , является график рассеяния из звезд , показывающих зависимость между звездами абсолютных величин или светимости в сравнении с их звездных классификаций или эффективных температур . Диаграмма была независимо создана примерно в 1910 году Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом и представляет собой важный шаг к пониманию звездной эволюции .

Историческая справка [ править ]

В девятнадцатом веке в обсерватории Гарвардского колледжа проводились крупномасштабные фотографические спектроскопические исследования звезд, в результате которых были получены спектральные классификации десятков тысяч звезд, что в конечном итоге привело к созданию Каталога Генри Дрейпера . В одном из сегментов этой работы Антония Мори включила деление звезд по ширине их спектральных линий . [1] Герцшпрунг отметил, что звезды, описываемые узкими линиями, как правило, имеют меньшие собственные движения, чем другие звезды той же спектральной классификации. Он воспринял это как показатель большей яркости узкополосных звезд и вычислил вековые параллаксы.для нескольких групп из них, что позволяет ему оценить их абсолютную величину. [2]

В 1910 году Ганс Розенберг опубликовал диаграмму, на которой видимая величина звезд в скоплении Плеяд сравнивается с силой линии K кальция и двух линий Бальмера водорода . [3] Эти спектральные линии служат показателем температуры звезды, ранней формой спектральной классификации. Видимая величина звезд в одном и том же скоплении эквивалентна их абсолютной величине, поэтому эта ранняя диаграмма фактически представляла собой график зависимости яркости от температуры. Такой же тип диаграммы до сих пор используется в качестве средства отображения звезд в скоплениях без необходимости изначально знать их расстояние и светимость. [4]Герцшпрунг уже работал с этим типом диаграмм, но его первые публикации, показывающие это, были только в 1911 году. Это также была форма диаграммы, в которой использовались видимые величины скопления звезд, находящихся на одинаковом расстоянии. [5]

Ранние версии диаграммы Рассела (1913 г.) включали гигантские звезды Мори, идентифицированные Герцшпрунгом, близлежащие звезды с параллаксами, измеренными в то время, звезды из Гиад (близлежащее рассеянное скопление ) и несколько движущихся групп , для которых метод движущихся скоплений мог использоваться для определения расстояний и, таким образом, получения абсолютных величин для этих звезд. [6]

Формы диаграммы [ править ]

Существует несколько форм диаграммы Герцшпрунга – Рассела, и номенклатура не очень хорошо определена. Все формы имеют одинаковую общую схему: звезды с большей яркостью расположены в верхней части диаграммы, а звезды с более высокой температурой поверхности - в левой части диаграммы.

Исходная диаграмма отображала спектральный класс звезд по горизонтальной оси и абсолютную визуальную величину по вертикальной оси. Спектральный класс - это не числовая величина, а последовательность спектральных классов - это монотонный ряд , отражающий температуру поверхности звезды. Современные наблюдательные версии карты заменяют спектральный класс на цветовой индекс (на диаграммах середины ХХ века, чаще всего цвет BV ) звезд. Этот тип диаграммы часто называют наблюдательной диаграммой Герцшпрунга-Рассела или, в частности, диаграммой цвет-величина (CMD), и она часто используется наблюдателями. [7] В случаях, когда известно, что звезды находятся на одинаковом расстоянии, например, в звездном скоплении, диаграмма цвет – величина часто используется для описания звезд скопления с графиком, на котором вертикальная ось представляет собой видимую величину звезд. Для членов скопления, по предположению, существует единственная аддитивная постоянная разница между их видимой и абсолютной величиной, называемая модулем расстояния , для всего этого скопления звезд. Ранние исследования близлежащих рассеянных скоплений (таких как Гиады и Плеяды ) Герцшпрунгом и Розенбергом дали первые CMD за несколько лет до влиятельного синтеза Расселом диаграммы, собирающей данные для всех звезд, для которых можно было определить абсолютные величины. [3] [5]

Другая форма диаграммы отображает эффективную температуру поверхности звезды на одной оси и светимость звезды на другой, почти всегда в логарифмическом графике . Теоретические расчеты звездной структуры и эволюции звезд дают графики, соответствующие наблюдениям. Такой тип диаграммы можно назвать диаграммой светимости температуры , но этот термин почти никогда не используется; когда проводится различие, эта форма называется теоретической диаграммой Герцшпрунга – Рассела.вместо. Особенностью этой формы диаграммы H – R является то, что температуры нанесены на график от высокой до низкой, что помогает сравнить эту форму диаграммы H – R с формой наблюдений.

Хотя эти два типа диаграмм похожи, астрономы проводят между ними резкое различие. Причина этого различия заключается в том, что точное преобразование одного в другое нетривиально. Для перехода между эффективной температурой и цветом требуется соотношение цвет-температура , и построить это сложно; как известно, это функция звездного состава и может зависеть от других факторов, таких как вращение звезды . При преобразовании светимости или абсолютной болометрической величины в видимую или абсолютную визуальную величину требуется болометрическая поправка, который может поступать или не происходить из того же источника, что и соотношение цвет-температура. Также необходимо знать расстояние до наблюдаемых объектов ( т.е. модуль расстояния) и эффекты межзвездного затемнения , как по цвету (покраснение), так и по видимой величине (где эффект называется «угасание»). Искажение цвета (включая покраснение) и угасание (затемнение) также проявляются у звезд, имеющих значительную околозвездную пыль . Идеал прямого сравнения теоретических предсказаний звездной эволюции с наблюдениями, таким образом, имеет дополнительные неточности, возникающие при преобразовании теоретических величин в наблюдения.

Интерпретация [ править ]

Диаграмма ЧСС с выделенной полосой нестабильности и ее составляющими

Большинство звезд занимают на диаграмме область вдоль линии, называемой главной последовательностью . На этапе своей жизни, когда звезды находятся на главной линии последовательности, они синтезируют водород в своих ядрах. Следующая концентрация звезд находится на горизонтальной ветви ( синтез гелия в ядре и горение водорода в оболочке, окружающей ядро). Другой важной особенностью является пропасть Герцшпрунга, расположенная в области между спектральными классами A5 и G0 и между +1 и −3 абсолютной звездной величиной ( то есть между вершиной главной последовательности и гигантами на горизонтальной ветви ). Переменная RR Лирызвезды можно найти слева от этого промежутка на участке диаграммы, называемом полосой неустойчивости . Переменные цефеиды также попадают в полосу нестабильности при более высоких светимости.

Диаграмма ЧСС может использоваться учеными, чтобы приблизительно измерить, насколько далеко от Земли находится звездное скопление или галактика . Это можно сделать, сравнив видимую звездную величину звезд в скоплении с абсолютной звездной величиной звезд с известным расстоянием (или модельных звезд). Наблюдаемая группа затем смещается в вертикальном направлении, пока две основные последовательности не наложатся. Разница в величине, которая была соединена мостом, чтобы соответствовать двум группам, называется модулем расстояния и является прямой мерой расстояния (без учета вымирания ). Этот метод известен как подгонка главной последовательности и представляет собой разновидность спектроскопического параллакса.. Можно использовать не только выключение в главной последовательности, но и вершину звезды ветви красных гигантов. [8] [9]

Диаграмма, полученная во время миссии ESA Gaia [ править ]

Часть диаграммы от Gaia из ESA . Темная линия, вероятно, представляет собой переход от частично конвективных к полностью конвективным красным карликам.

Миссия ESA Gaia показала на диаграмме несколько особенностей, которые либо неизвестны, либо предположительно существуют. Он обнаружил разрыв в главной последовательности, который появляется для M-карликов и объясняется переходом от частично конвективного ядра к полностью конвективному ядру. [10] [11] Для белых карликов диаграмма показывает несколько особенностей. Две основные концентрации появляются на этой диаграмме после последовательности охлаждения белых карликов, что объясняется составом атмосферы белых карликов, особенно водородом по сравнению с атмосферой белых карликов с преобладанием гелия . [12]Третья концентрация объясняется кристаллизацией ядра внутренних частей белых карликов. Это высвобождает энергию и задерживает охлаждение белых карликов. [13] [14]

Роль диаграммы в развитии звездной физики [ править ]

Смотрите также: Звездный нуклеосинтез
Диаграммы HR для двух рассеянных скоплений , M67 и NGC 188 , показывающие отключение главной последовательности в разном возрасте.

Созерцание диаграммы привело астрономов к предположению, что она может демонстрировать звездную эволюцию. Основное предположение заключалось в том, что звезды коллапсировали из красных гигантов в карликовые звезды, а затем двигались вниз по линии главной последовательности в течение своей жизни. Поэтому считалось, что звезды излучают энергию, преобразовывая гравитационную энергию в излучение с помощью механизма Кельвина-Гельмгольца . Этот механизм привел к тому, что возраст Солнца составил всего несколько десятков миллионов лет, что привело к конфликту по поводу возраста Солнечной системы между астрономами, биологами и геологами, у которых были доказательства того, что Земля намного старше этого. Этот конфликт разрешился только в 1930-х годах, когда ядерный синтез был определен как источник звездной энергии.

После того, как Рассел представил диаграмму на собрании Королевского астрономического общества в 1912 году, Артур Эддингтон был вдохновлен использовать ее в качестве основы для развития идей по звездной физике . В 1926 году в своей книге «Внутреннее строение звезд» он объяснил физику того, как звезды вписываются в диаграмму. [15] В документе предвосхищение более позднего открытия ядерного синтеза и правильное предположение, что источником энергии звезды является соединение водорода в гелий, высвобождающее огромную энергию. Это был особенно замечательный интуитивный скачок, поскольку в то время источник энергии звезды был еще неизвестен - термоядерная энергия.не было доказано, что существует, и даже то, что звезды в основном состоят из водорода (см. металличность ), еще не было обнаружено. Эддингтон удалось обойти эту проблему, сосредоточившись на термодинамике из радиационного переноса энергии в недрах звезд. [16] Эддингтон предсказал, что карликовые звезды остаются практически статичными на главной последовательности большую часть своей жизни. В 1930-х и 1940-х годах, с пониманием термоядерного синтеза водорода, появилась подтвержденная доказательствами теория эволюции красных гигантов, вслед за которой возникли предположения о случаях взрыва и имплозии остатков в белые карлики. Термин нуклеосинтез сверхновойиспользуется для описания создания элементов во время эволюции и взрыва звезды, предшествующей сверхновой, концепция, выдвинутая Фредом Хойлом в 1954 году. [17] Чистая математическая квантовая механика и классические механические модели звездных процессов позволяют теории Герцшпрунга – Рассела диаграмма должна быть аннотирована известными традиционными путями, известными как звездные последовательности - продолжают добавляться более редкие и более аномальные примеры, поскольку все больше звезд анализируется и рассматриваются математические модели.

См. Также [ править ]

  • Асимптотическая ветвь гигантов  - Звезды, получающие энергию от слияния водорода и гелия в оболочке с неактивным ядром из углерода и кислорода.
  • Диаграмма цвет – величина галактики
  • Трасса Хаяши
  • Хеньей трек
  • Диаграмма Гесса
  • Красный сгусток  - скопление красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга – Рассела при температуре около 5000 К и абсолютной звездной величине +0,5.
  • Звездная родословная
  • Звездная классификация  - Классификация звезд на основе их спектральных характеристик.
  • Кончик ветви красного гиганта
  • Цвет – цветовая диаграмма

Ссылки [ править ]

  1. ↑ AC Maury; Е. К. Пикеринг (1897). «Спектры ярких звезд, сфотографированные с помощью 11-дюймового телескопа Дрейпера в рамках мемориала Генри Дрейпера». Летопись обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 1–128. Bibcode : 1897AnHar..28 .... 1M .
  2. ^ Hertzprung, Эйнар (1908). "Uber die Sterne der Unterabteilung c und ac nach der Spektralklassifikation von Antonia C. Maury" . Astronomische Nachrichten . 179 (24): 373–380. Bibcode : 1909AN .... 179..373H . DOI : 10.1002 / asna.19081792402 .
  3. ^ a b Розенберг, Ганс (1910). "Über den Zusammenhang von Helligkeit und Spektraltypus in den Plejaden" . Astronomische Nachrichten . 186 (5): 71–78. Bibcode : 1910AN .... 186 ... 71R . DOI : 10.1002 / asna.19101860503 .
  4. ^ Ванденберг, DA; Brogaard, K .; Leaman, R .; Касагранде, Л. (2013). «Возраст 95 шаровидных скоплений, определенный с помощью улучшенного метода, наряду с ограничениями диаграммы цвет-величина, и их значение для более широких проблем». Астрофизический журнал . 775 (2): 134. arXiv : 1308.2257 . Bibcode : 2013ApJ ... 775..134V . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 775/2/134 .
  5. ^ a b Hertzsprung, E., 1911, Uber die Verwendung Photographischer E ff ektiver Wellenlaengen zur Bestimmung von Farbenaequivalenten, Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam, 22. Bd., 1. Stuck = Nr. 63. Hertz (19 ). «Об использовании фотографических эффективных длин волн для определения цветовых эквивалентов». Публикации Астрофизической обсерватории в Потсдаме . 1. 22 (63).
  6. ^ Рассел, Генри Норрис (1914). «Связь между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . 22 : 275–294. Bibcode : 1914PA ..... 22..275R .
  7. ^ Пальма, доктор Кристофер (2016). "Диаграмма Герцшпрунга-Рассела" . ASTRO 801: планеты, звезды, галактики и Вселенная . Институт электронного образования Джона А. Даттона: Колледж наук о Земле и минералах: Государственный университет Пенсильвании . Проверено 29 января 2017 . Величины, которые легче всего измерить ... это цвет и величина, поэтому большинство наблюдателей ... называют диаграмму «диаграммой цвет – величина» или «CMD», а не диаграммой HR.
  8. ^ Да Коста, GS; Armandroff, TE (июль 1990 г.). «Ветви гигантов стандартных шаровых скоплений в плоскости (M I , (V – I) O )». Астрономический журнал . 100 : 162–181. Bibcode : 1990AJ .... 100..162D . DOI : 10.1086 / 115500 . ISSN 0004-6256 . 
  9. ^ Мюллер, Оливер; Рейкуба, Марина; Jerjen, Helmut (июль 2018 г.). «Расстояние от конца ветви красного гиганта до карликовых галактик Dw1335-29 и Dw1340-30 в группе Центавра». Астрономия и астрофизика . 615 . A96. arXiv : 1803.02406 . Bibcode : 2018A&A ... 615A..96M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201732455 .
  10. ↑ Mind the Gap: Миссия Gaia раскрывает внутренности звезд . Небо и телескоп . 2018-08-06 . Проверено 19 февраля 2020 .
  11. ^ Джао, Вей-Chun; Генри, Тодд Дж .; Gies, Douglas R .; Хэмбли, Найджел С. (июль 2018 г.). «Разрыв в нижней основной последовательности обнаружен в выпуске 2 данных Gaia». Письма в астрофизический журнал . 861 (1): L11. arXiv : 1806.07792 . Bibcode : 2018ApJ ... 861L..11J . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aacdf6 . ISSN 0004-637X . 
  12. ^ Сотрудничество, Гайя; Babusiaux, C .; van Leeuwen, F .; Барстоу, Массачусетс; Jordi, C .; Валленари, А .; Bossini, D .; Bressan, A .; Cantat-Gaudin, T .; van Leeuwen, M .; Браун, AGA (август 2018 г.). "Выпуск данных Gaia 2. Наблюдательные диаграммы Герцшпрунга-Рассела" . A&A . 616 : А10. arXiv : 1804.09378 . Bibcode : 2018A&A ... 616A..10G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201832843 . ISSN 0004-6361 . 
  13. ^ "ESA Science & Technology - Gaia показывает, как звезды, подобные Солнцу, становятся твердыми после их кончины" . sci.esa.int . Проверено 19 февраля 2020 .
  14. ↑ Tremblay, Pier-Emmanuel; Фонтен, Жиль; Фузильо, Никола Пьетро Джентиле; Dunlap, Bart H .; Gänsicke, Борис Т .; Hollands, Mark A .; Hermes, JJ; Marsh, Thomas R .; Цукановайте, Елена; Каннингем, Тим (январь 2019). «Кристаллизация ядра и скопление в последовательности охлаждения развивающихся белых карликов». Природа . 565 (7738): 202–205. arXiv : 1908.00370 . Bibcode : 2019Natur.565..202T . DOI : 10.1038 / s41586-018-0791-х . ISSN 0028-0836 . PMID 30626942 .  
  15. ↑ Эддингтон, AS (октябрь 1920 г.). «Внутреннее строение звезд» . Ежемесячный научный журнал . 11 (4): 297–303. Bibcode : 1920SciMo..11..297E . DOI : 10.1126 / science.52.1341.233 . JSTOR 6491 . PMID 17747682 .  
  16. ^ Эддингтон, AS (1916). «О радиационном равновесии звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 77 : 16–35. Bibcode : 1916MNRAS..77 ... 16E . DOI : 10.1093 / MNRAS / 77.1.16 .
  17. ^ Хойл, Ф. (1954). «О ядерных реакциях, происходящих в очень горячих звездах. I. Синтез элементов от углерода до никеля». Приложение к астрофизическому журналу . 1 : 121. Bibcode : 1954ApJS .... 1..121H . DOI : 10.1086 / 190005 .

Библиография [ править ]

  • Casagrande, L .; Портинари, L .; Флинн, К. (ноябрь 2006 г.). «Точные фундаментальные параметры для низших звезд главной последовательности». МНРАС . 373 (1): 13–44. arXiv : astro-ph / 0608504 . Bibcode : 2006MNRAS.373 ... 13С . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.10999.x .
  • Портер, Рой (2003). Кембриджская история науки . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. п. 518 . ISBN 978-0-521-57243-9.
  • Сэкигучи, Маки; Фукугита, Масатака (август 2000 г.). "Исследование связи цветовой температуры BV" . Астрономический журнал . 120 (2): 1072–1084. arXiv : astro-ph / 9904299 . Bibcode : 2000AJ .... 120.1072S . DOI : 10.1086 / 301490 . Проверено 14 сентября 2008 .
  • Смит, Роберт (1995). Наблюдательная астрофизика . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. п. 236 . ISBN 978-0-521-27834-8.

Внешние ссылки [ править ]

  • Omega Cen HR - анимация диаграммы Герцшпрунга – Рассела, созданной на основе реальных данных телескопа Хаббла.
  • JavaHRD - интерактивная диаграмма Герцшпрунга – Рассела в виде Java-апплета.
  • BaSTI - набор звездных треков и изохрон, моделирование с использованием кода FRANEC, проведенное Терамо-астрономической обсерваторией
  • Леос Ондра: первая диаграмма Герцшпрунга-Рассела
  • Кто первым опубликовал диаграмму Герцшпрунга-Рассела? Герцшпрунг или Рассел? Ответ: ни то, ни другое!