Главная В избранное Контакты News О проекте Планы сайта Карта Гостевая
счетчик сайта
Размер шрифта:

>>Найти: на:

Кратко:

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

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~ M3.5-4

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/M2.5-3,

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.

 

Диаграммы Герцшпрунга-Рессела для звёздных скоплений.

Определённый научный интерес представляет построение диаграмм Герцшпрунга-Рессела для звёздных скоплений. Дело в том, что можно предположить, что звёзды, принадлежащие к звёздным скоплениям, находятся приблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Поэтому разница в их блеске должна зависеть от индивидуальных особенностей конкретных звёзд. В этом случае можно использовать также вместо абсолютной относительную звёздную величину, которую и вычислить проще.

Например, при построении диаграммы Г-Р для шаровых скоплений с множеством старых звёзд, трудно выделить главную последовательность, ведь самые горячие и яркие звёзды уже прошли стабильную фазу своего существования, сдвинувшись вправо, в зону красных гигантов или сразу в область белых карликов.

 

 

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела.
The Hertzsprung-Russell Diagram (HR Diagram).

Важнейшими физическими характеристиками звезды являются температура и абсолютная звездная величина. Температурные показатели тесно связаны с цветом звезды, а абсолютная звездная величина - со спектральным классом. Вспомним, что согласно используемой в настоящее время классификации, звезды в соответствии с их спектрами, как уже было сказано в разделе сайта "Спектральные классы", делятся на семь основных спектральных классов. Они обозначены латинскими буквами О, В, A, F, G, К, М. Именно в этой последовательности температура звёзд 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. Её можно вычислить теоретически, зная расстояние до звезды.

В 1913 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский Генри Норрис Рессел независимо друг от друга пришли к одной идее построить теоретический график, связывающий два основных звездных параметра — температуру и абсолютную звёздную величину. В результате получилась диаграмма, которой были присвоены имена двух астрономов - диаграмма Герцшпрунга-Рессела (сокр. HRD), или, проще, диаграмма Г-Р. Как мы увидим далее, диаграмма Герцшпрунга-Рессела помогает разобраться в эволюции звёзд. Кроме того, она широко применяется и для определения расстояний до звездных скоплений.

Принцип построения диаграммы.

Принцип построения диаграммы Г-РКаждой точке на этой диаграмме соответствует звезда. По оси ординат (вертикальная ось) отложена светимость звезды, а по оси абсцисс (горизонтальная ось) температура её поверхности. Если по цвету звезды определить её температуру, то в нашем распоряжении будет одна из величин, нужных для построения диаграммы Г-Р. Если известно расстояние до звезды, то по её видимой яркости на небе можно определить светимость. Тогда в нашем распоряжении будут обе величины, необходимые для построения диаграммы Г-Р, и мы сможем поставить на этой диаграмме точку, которая соответствует нашей звезде.

Солнце помещается на диаграмме напротив светимости 1, а поскольку температура поверхности Солнца составляет 5800 градусов, то оно оказывается почти в середине диаграммы Г-Р. Звёзды, светимость которых больше солнечной, расположены на диаграмме выше. Например, число 1000 означает, что на этом уровне размещаются звёзды, светимость которых в 1000 раз больше светимости Солнца. Звёзды с меньшей светимостью, как, например, Сириус В — белый карлик из системы Сириуса, — лежат ниже. Звёзды, которые горячее Солнца, как, например, Сириус А и Дзета Возничего В — горячая звезда из системы Дзета Возничего и Спика из созвездия Девы, лежат слева от Солнца. Более холодные звезды, как Бетельгейзе и красный сверхгигант из системы Дзета Возничего, лежат справа.

Поскольку холодные звезды излучают красный свет, а горячие — белый или голубой, то на диаграмме справа расположены красные звезды, а слева — белые или голубые. Вверху на диаграмме лежат звезды с большой светимостью, а внизу — с малой.

Главная последовательность.

Бóльшая часть звёзд на диаграмме Г-Р располагается в пределах диагональной полосы, идущей из верхнего левого угла в нижний правый. Эта полоса называется "главной последовательностью". Звезды, располагающиеся на ней, называются "звёздами главной последовательности". Наше Солнце относится к звёздам главной последовательности и расположено в той её части, которая соответствует желтым звёздам. В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звезды, а справа внизу — самые тусклые и, как следствие, долгоживущие.

Звёзды главной последовательности находятся в самой "спокойной" и стабильной фазе своего существования, или, как принято говорить, фазе жизни, источником их энергии являются термоядерные реакции синтеза гелия из водорода. По современным оценкам теории звездной эволюции, эта фаза составляет около 90% жизни любой звезды. Именно поэтому большинство звёзд принадлежит главной последовательности.

Согласно теории звездной эволюции, когда запасы водорода в недрах звезды заканчиваются, она покидает главную последовательность, отклоняясь вправо. При этом температура звезды всегда падает, а размер быстро возрастает. Начинается сложное, все более ускоряющееся движение звезды по диаграмме.

Красные гиганты и белые карлики.

Отдельно — правее и выше главной последовательности расположена группа звезд с очень высокой светимостью, причем, температура таких звёзд относительно низка — это так называемые красные звезды-гиганты и сверхгиганты. Это холодные звезды (приблизительно 3000°С), которые, однако, гораздо ярче звезд с такой же температурой, находящихся в главной последовательности. Один квадратный сантиметр поверхности холодной звезды излучает в секунду относительно малое количество энергии. Большая общая светимость звезды объясняется тем, что велика площадь её поверхности: звезда должна быть очень большой. Гигантами называют звезды, диаметр которых больше диаметра Солнца в 200 раз.

Точно так же мы можем рассмотреть и левую нижнюю часть диаграммы. Там расположены горячие звезды с низкой светимостью. Поскольку квадратный сантиметр поверхности горячего тела излучает в секунду много энергии, а звёзды из левого нижнего угла диаграммы имеют низкую светимость, то мы должны прийти к выводу, что они невелики по размерам. Слева внизу, таким образом, располагаются белые карлики, очень плотные и компактные звёзды размерами в среднем в 100 раз меньше Солнца, диаметром, соизмеримым с диаметром нашей планеты. Одна из таких звезд, к примеру, — спутник Сириуса, называемый Сириус В.

Звёздные последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела в принятой условной нумерации.
Звездные последовательности на диаграмме Г-Р

На диаграмме Герцшпрунга-Рессела кроме рассмотренных нами выше последовательностей, астрономы фактически выделяют ещё несколько последовательностей, а главная последовательность имеет условный номер VV. Перечислим их:

Iа 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..

В соответствии с такой классификацией, наше Солнце с его спектральным классом G2 обозначают как G2V.

Таким образом, уже из общих соображений, зная светимость и температуру поверхности, можно оценить размер звезды. Температура говорит нам, сколько энергии излучает один квадратный сантиметр поверхности. Светимость, равная энергии, которую излучает звезда за единицу времени, позволяет узнать величину излучающей поверхности, а следовательно, и радиус звезды.

Необходимо также сделать оговорку, что измерить интенсивность света, приходящего к нам от звёзд, не так-то просто. Атмосфера Земли пропускает не все излучение. Коротковолновый свет, например, в ультрафиолетовой области спектра, не доходит до нас. Следует ещё отметить, что видимые звёздные величины удаленных объектов ослабляются не только вследствие поглощения атмосферой Земли, но ещё и из-за поглощения света пылинками, имеющимися в межзвездном пространстве. Понятно, что от этого мешающего фактора нельзя избавить даже космический телескоп, который работает вне атмосферы Земли.

"показателем цвета"; или "индексом цвета", отображаемый на горизонтальной оси диаграммы. В современной астрофизике индекс цвета представляет собой, по сути, разницу между звёздными величинами звезды в различных диапазонах спектра (принято измерять разницу между звёздными величинами в синей и видимой части спектра, называемую B-V или B минус V от англ. Blue и Visible). Этот параметр показывает количественное распределение энергии, которую звезда излучает на разных длинах волн, а это напрямую связано с температурой поверхности звезды.

Диаграмма Г-Р обычно приводится в следующих координатах:
1. Светимость — эффективная температура.
2. Абсолютная звездная величина — показатель цвета.
3. Абсолютная звездная величина — спектральный класс.

Физический смысл диаграммы.

Физический смысл диаграммы Г-Р заключается в том, что после нанесения на неё максимального числа экспериментально наблюдаемых звёзд, по их расположению можно определить закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости. Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись бы на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерно распределенных группировок звёзд, только что рассмотренных нами, называемых последовательностями.

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела оказывает огромную помощь в изучении эволюции звезд на протяжении их существования. Если бы было возможным проследить за эволюцией звезды в течение всей её жизни, т.е. в течение нескольких сотен миллионов или даже нескольких миллиардов лет, мы бы увидели её медленное смещение по диаграмме Г-Р в соответствии с изменением физических характеристик. Передвижения звёзд по диаграмме в зависимости от возраста называют эволюционными треками.

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.

В. Каланов "Знания-сила".

>>>Читайте дальше: ВОЗНИКНОВЕНИЕ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ В ЗВЁЗДАХ.

Звезды. Парадокс ОльберсаЗвездная величинаСпектральный анализОсновные спектральные классыДополнительные спектральные классы. Цвет звезд.Компьютерная модель рождения звездРождение звезд в природеЭволюция протозвездыДиаграмма Герцшпрунга-РесселаВозникновение химических элементов

 
 
Главная В избранное Контакты Новости О проекте Планы сайта

 

 

 

 

   
Rambler's Top100 Рейтинг лучших сайтов категории Наука / Образование Рейтинг ASTROLAB


© KV