Астрономија

Зашто је на Хертзспрунг-Русселл-овом дијаграму кривудава линија главног низа?

Зашто је на Хертзспрунг-Русселл-овом дијаграму кривудава линија главног низа?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Када погледам Хертзспрунг-Русселл-ов дијаграм, могу да видим линију главног низа од најсветлијих звезда главног низа у горњем левом углу до најтамнијих звезда главног низа у доњем десном углу. Међутим, ова линија није равна - прилично је врцкава. Зашто је линија кривудава, а није дефинисана полиномом или рационалном функцијом?


Ево још једне парцеле Хертзспрунг Русселл-овог дијаграма (сјај у односу на температуру), али овог пута засноване на теоријским моделима. (Радња је дата из Д. Приалник 2000, Увод у теорију звездане структуре и еволуције). Имајте на уму да је главни низ нулте доби је добро се понашао у овој радњи. Светлост и температура повезани су глатко променљивим законима снаге који су у великој мери последица променљиве температурне зависности производње енергије и начина преноса енергије унутар звезда различите масе.

Ваш дијаграм је заправо апсолутна величина у односу на дијаграм у боји. То није иста ствар. Трансформација између апсолутне величине и сјаја, а посебно између боје и температуре изразито је нелинеарна и зависи од тога које су специфичне спектралне карактеристике присутне у фотометријским опсезима који се користе за конструкцију парцеле. На пример, постоји колено за хладне М-патуљке јер се БВ боја „засићује“ на вредности од око 1,6 јер у Б и В опсегу једва да постоји флукс и њихов однос се не мења много са температуром због карактеристике извора непрозирности у атмосфери ових звезда на тим таласним дужинама.

Да би се показало да парцела није нужно „врцкава“, графикон у наставку приказује величину боје за кластере Хиадес и Праесепе (у основи на ЗАМС) у систему филтера Гаиа (из Бабусиаук и сар. 2018). Лепо и глатко - мада не покрива тако велики опсег сјаја као што је Хиппарцос плот у вашем питању; главно померање на Б-В ~ 0,3 и даље је у подацима Гаиа (са врха парцеле), али М-патуљасто "колено" изглађује се црвенијом реакцијом филтера.


Главна секвенца

Укупан животни век звезде одређује се њеном масом. Будући да звезде проводе око 90% свог живота сагоревајући водоник у хелијум на главни след (МС), њихов 'главни след животни век 'одређује се и њиховом масом.

Главна секвенца
Скочи на: навигација, претрага
За тркачког коња, види Главна секвенца (коњ).

Главна секвенца
Звезде које се стапају водоник падају на једну линију у Хертзспрунг-Русселл дијаграму.
Хертзспрунг-Русселл-ов дијаграм, хоризонтални крак, тачка окретања.

звезде су представљене траком на дијаграму ХР која је глатко насељена од ретких звезда О и Б до врло уобичајених звезда М снажно сугерише да су ове звезде физички иста врста предмета,.

звезде се одликују извором своје енергије. Сви су подвргнути фузији водоника у хелијум унутар својих језгара. Брзина којом то чине и количина расположивог горива зависи од масе звезде.

звезде су стабилне. Они спајају језгра водоника да би створили језгра хелијума, ослобађајући енергију и емитујући светлост.

(МС) Звезда. Када се то догоди? Звезда постаје МС звезда када започне реакције фузије у свом језгру. Ово је процес који производи енергију у језгру звезде.

звезде су оне које сијају фузијом водоника у хелијум. Ове звезде су углавном патуљци.

Колико година звезда остаје у опсегу главног низа зависи од њене масе. Можда мислите да би масивнија звезда, која има више горива, трајала дуже, али то није тако једноставно.

СтарсЦлассЦолорСурфаце ТемпературеСтронг Линес
О.

Скупштина галаксије и масе (ГАМА): Еколошка зависност галаксије

Звезде мале масе проводе милијарде година спајајући водоник са хелијумом у својим језгрима преко ланца протона и протона. Обично имају зону конвекције, а активност зоне конвекције одређује да ли звезда има активност сличну циклусу сунчевих пега на нашем Сунцу.

Звездице. За ове звезде, што су вруће, то су светлије.

Добро дефинисан појас на дијаграму Хертзспрунг & мдасхРусселл, на којем се налази већина звезда, а креће се од горњег левог дела дијаграма до доњег десног.

како је приказано на Хертзспрунг-Русселл-овом дијаграму) током приближно 10 милијарди година.

Фаза у животу звезде током које она нормално сија нуклеарним реакцијама у свом центру. За то време звезде леже на дијагоналној линији на Хертзспрунг-Русселл дијаграму.

звезде се напајају фузијом водоника у хелијум у њиховим језгрима. Око 90% звезда у Универзуму су звезде главног низа, укључујући и наше сунце. Обично се крећу од једне десетине до 200 пута Сунчеве масе.
Блуе Старс.

Звезда. (Погледајте такође Хертзспрунг-Русселл-ов дијаграм.).

Термин који означава звезде за које се примећује да су у најдужем стабилном делу свог живота, где се водоник стапа у језгру у стабилној ланчаној реакцији.

Звездине особине Класа боја соларне масе сунчевих пречника Температура Истакнуте линије
најплавији
О.
20 - 100 .

звезде карактерише чињеница да у њиховим језгрима траје реакција фузије водоника.

- бенд на ХР дијаграму где звезде леже већи део свог живота
Маре - дословно „море“ (врло лош погрешан назив, који се још увек користи из историјских разлога) заиста велика кружна равница
Маса - количина материје која чини тело.

, или однос маса-светлост.
Повећавајућа снага Способност оптичког система да чини да објекти постају већи.

Регион Х-Р дијаграма који се креће од горњег левог ка доњем десном углу, што укључује отприлике 90 процената свих звезда.
Мантле.

: Регија Х-Р дијаграма која се дијагонално протеже преко њега, од горњег левог до доњег десног. Овај регион укључује отприлике 90 посто свих звезда у свемиру. (Погледајте Х-Р дијаграм за више).

животни век од око 1010 година.

Звезда: Звезде које стапају атоме водоника у свом језгру да би створиле атоме хелијума су звезде главног низа. 90% звезда, укључујући наше Сунце, су звезде главног низа. Ове звезде су у потпуној хидростатској равнотежи. Ово је био први астрономски термин дана који је објављен на страници! .

фазу, у којој у својим језгрима стапају водоник у хелијум.

Звезда
Главна ос - ос елипсе која пролази кроз оба жаришта. Главна оса је најдужа равна линија која се може повући унутар елипсе
Плашт - Део планете који лежи између коре и језгра.

. Опсег унутар Хертзспрунг-Русселл дијаграма који садржи већину нормалних звезда, осим џиновских звезда и белих патуљака.

звезда: Звезда у фази свог живота где се унутрашња топлота и зрачење звезде обезбеђују нуклеарним реакцијама.

- мирно седи на ХР дијаграму.

је континуирани и препознатљив појас звезда који се појављују на парцелама звезданог индекса боје у односу на сјај. Ове парцеле апсолутне величине су познате као Хертзспрунг-Русселл дијаграми по њиховим ко-програмерима, Ејнар Хертзспрунг-у и Хенри Норрис-у Русселл-у.

Из Хертзспрунг-Русселл-овог дијаграма то објашњава животни циклус настанка звезда. Бенд на ХР дијаграму где звезде леже већи део свог живота.
& # 9733 Кобила Равница смрзнуте лаве на површини Месеца, тамнија од околних подручја.

звезде имају унутрашње зоне које су или конвективне или зрачеће. Масивне звезде (са „неколико“ Сунчевих маса) су конвективне дубоко у својим језгрима, а зраче у својим спољним слојевима. Поређења ради, звезде мале масе (Ф и Г типа Сол и хладније звезде) имају конвективне спољне слојеве и зрачна језгра.

Добро дефинисана трака на Х-Р дијаграму на којој се најчешће налази већина звезда, а креће се од горњег левог дела дијаграма до доњег десног.

Годишња доба Географске ширине Физика Расејање Геометрија Електрони Ефекат Цориолиса Галаксије Групе Боја Раван Х-Р дијаграм Тсунами Вакуум Тераформирање Увећање Просторно време Бели патуљци Орбите Гравитација
Радознали умови на мрежи
Имамо 4515 гостију и нема чланова на мрежи.

Звезде: Дефиниција и животни циклус
Колико су велике супер густе неутронске звезде?
Зашто су огромне ванземаљске планете „врућег Јупитера“ тако подбухле.

(патуљасте) звезде имају на располагању само одређену количину унутрашњег горива унутар својих врућих језгара. Када се водонично гориво претвори у хелијум, звезде почињу да умиру и производе бројне друге врсте, читав процес познат под називом звездана еволуција.

Регија дијаграма херцспрунг-русел, где се налази највише звезда. Иде дијагонално од горе лево (висока температура, звезде високе осветљености) до доњег десног дела (ниске температуре, звезде слабе осветљености).

Звезде које претварају водоник у хелијум у својим језгрима кроз п-п или ЦНО циклусе.
уклапање главног низа.

је место у ХР дијаграму за звезде у првој фази њихове еволуције, када стапају водоник у својим језгрима.

звезда зета Сге (5.00 маг) има пратиоца 9. маг. Мали телескопи могу да реше овај пар.
ВЗ Сге је нова која с времена на време посветли од 15. маг. До 7. маг. У овом веку је примећен два пута: 1913. и 1946. Даљи испади могу се десити у било ком тренутку.

Предавање 1: Природа светлости
У овом делу часа један ће проучавати природу светлости. Ево неких питања чије ћете одговоре научити:.

, и звезде мале масе и велике масе своју енергију стварају кроз протонско-протонски ланац.
(Слика приписана: Броокс / Цоле Тхомсон Леарнинг)
Потребно је неко време да се догоди нека од ове реакције, што има за последицу прилично времена пре него што потроши водоник језгра.

патуљак који припада спектралној класи Г9 В. Има привидну величину 4,674 и удаљен је од Земље само 18,77 светлосних година. Мањи је и мање масиван од Сунца и има само 43 процента сунчеве светлости.

16 милиона година стара звезда удаљена отприлике 434 светлосне године. Око њега кружи најмање једна планета, названа Ј1407б.
Проф Мамајек и др Кенвортхи процењују да планета има орбитални период од око 10 година. Његова маса је највероватније у распону од око 10 до 40 Јупитерових маса.

Ако нацртате спектрални тип звезде према њеној суштинској осветљености и поновите тај поступак за пуно звезда, појавиће се образац.

Одмах ћете приметити да већина звезда пролази дуж појаса који се протеже од горњег левог до доњег десног дела дијаграма. Овај бенд је познат као

Прелази који емитују зрачење на 1665 и 1667 МХз. [Х76]

Следеће методе користе Х-Р дијаграм звезда, који даје осветљеност у зависности од температуре. Када су познати сјај и флукс предмета, удаљеност се може наћи помоћу Д = скрт [Л / (4 * пи * Ф)]
Л.

као већи део Звездиног живота и управо је то оно што јесте. Затим се угаси и уради све ове заиста кул ствари, али оне се у основи дешавају у трен ока Космичког ока.

Подручје на Хертзспрунг-Руссел-овом дијаграму које садржи „средњевековне“ звезде попут Сунца. Маса Мера отпора објекта на промену у кретању (инерцијална маса) мера јачине гравитационе силе коју објекат може произвести (гравитациона маса).

звезда у Лири. Често се може видети у близини зенита на средњим северним географским ширинама током лета северне хемисфере. Отприлике за 14.000 АД, Вега ће постати Северњача, захваљујући 26 000 година прецесије равнодневица.

звезда попут Сунца која у свом језгру сагорева водоник у нуклеарним реакцијама. Најсјајније патуљасте звезде могу бити много веће од Сунца. Погледајте такође Гиант звезда, Супергиант звезда. Елиптична галаксија Галаксија сферног или овалног облика.

Чланови јата су углавном звезде популације ИИ које су високо развијене мале масе

и постати црвени гигант. До данас је у нашем Млечном путу откривено преко 160 глобуларних јата.

Већина их пада дуж уског појаса означеног као

, која укључује Сунце, су патуљасте звезде.

За 4 милијарде година водоник у језгру Сунца биће у потпуности претворен у хелијум, завршавајући

фаза. Како се реакције водоника заустављају, језгро ће се даље смањивати, повећавајући притисак и температуру, узрокујући да фузија започне процесом хелијума.

"ДД-модел каже да је пратилац бели патуљак, док СД-модел каже да је пратилац или црвени џин или

звезда или звезда хелијума “, закључује Касливал, коаутор рада који детаљно описује истраживање у часопису Тхе Астропхисицал Јоурнал.

Звезда ће провести већи део свог живота, названа „

"фаза, стапајући водоник у хелијум, али, код већих врелијих звезда, хелиј који се акумулира у језгру постаје све више компримован и врућ док атоми хелијума не почну да се стапају формирајући кисеоник и угљеник.

звезда, Сириус А тренутно губи мало масе, која бежи великом брзином, тако да је Сириус Б не може лако да ухвати. Међутим, када се Сириус А привуче крају свог живота, набујаће и постаће звезда асимптотске гигантске гране (АГБ).

Звезде стижу на оно што се зове

. Своје нуклеарно гориво сагоревају за само милионе или десетине милиона година.

Главна звезда у систему - ИК Пегаси А - је обична

звезда, за разлику од нашег сунца. Потенцијална супернова типа И је друга звезда - ИК Пегаси Б - масивни бели патуљак који је изузетно мали и густ.

Већину времена звезда сија, она је у фази свог животног циклуса која се назива

фаза зависи од тога колику масу звезда има. Веома велике звезде имају пуно масе да користе као нуклеарно гориво да би оно заблистало. Међутим, они користе то гориво врло великом брзином.

Сунце је тренутно у њему

фазу, коју карактерише континуирана производња топлотне енергије нуклеарном фузијом. Тренутно се више од четири милиона тона материје претвара у енергију унутар језгра, производећи неутрине и сунчево зрачење.

звезда производи енергију претварајући водоник у хелијум у свом језгру кроз процес нуклеарне фузије. Једном када се водоник исцрпи у језгру, спољни притисак се смањује и гравитација почиње да збија звезду према унутра.

Звездице. Уместо тога, то су звезде које су у фази сагоревања хелијума у ​​свом животу.

Звезда је класификована као

Звезда Г-класе око које кружи 12 планета. Планета Минос Корва налазила се у насељеној зони ове звезде.
У 2340-има, звездана 20483. године, звездани брод УСС Екетер спровео је почетно истраживање система ове звезде. (ТНГ-Р: „Ланац командовања, Део ИИ“).

Не знам своје право уздизање од свог

? Мислите да окултација има неке везе са лошим хорором? У астрономском свету има много шкакљивих жаргона, али на срећу, Астрономи ВА је саставио врло згодан речник који ће вам помоћи да разумете мистерије ноћног неба.

Због своје знатно повећане површине, површина Сунца ће бити знатно хладнија (2.600 К најхладнија) него што је на

. [40] Очекује се да ће Сунце које се шири испарити Меркур и Венеру и учинити Земљу ненастањивом док се насељива зона одмиче до орбите Марса.

Постоји око 258 познатих планетарних система

Звездице,
укључујући Сунчев систем, који садржи најмање 302 познате планете.
Примарна .

17. јануара 1996. Геоффреи Марци и Паул Бутлер најавили су откриће планета које круже око звезда 70 Виргинис и 47 Урсае Мајорис. 70 Вир је Г5В (

) звезда удаљена око 78 светлосних година од Земље 47 УМа је звезда Г0В удаљена око 44 светлосне године.

Од тада је откривено још осам звезда сличног понашања и ФУ Орионис, прва, је привилеговани прототип. Звезде ФУ Орионис су у ствари пре-

звезде у раним фазама звезданог развоја.

Фалцонер, Д.А., Мооре, Р.Л., Гари, Г.А., и Адамс, М. 2009, „Тхе

експлозивних активних региона: откриће и тумачење “, АпЈЛ 700, Л166.

АГБ звезде: Светле, светлеће и пулсирајуће црвене џиновске звезде. Већина звезда у Универзуму које су напустиле

достићи ће своју последњу еволуциону фазу као звезде на асимптотској џиновској грани (АГБ).

Сунце има спектрални тип Г2В, што значи да има површинску температуру од 5.500 К и да његов спектар садржи спектралне линије неутралних метала и да је

Звезда. Више информација о спектралним типовима налази се на страници Спектрални типови.
Најближи комшија.

Овај процес настанка хелијумске звезде траје око 700 000 година и представља фазу Популација ИИ. Звезда је сада на ономе што је познавала као

- покретне степенице које ће се релативно брзо попети до хаубе супернове.

Шта је у имену: арапски за „глава демона“ Полагање права на славу: Представља Медузино око у Персеју. Посебна променљива звезда која „намигује“ свака 3 дана. Тип звезде: плаво-бела

Звезда, и. више
Сириус Б - Бизарни бели патуљак сапутника Сириуса А.

и упоредите звезде различите величине, у различитим фазама еволуције. Њихови глатки спектри говоре о њиховим температурама, њихове спектралне линије откривају део њиховог састава, а на основу њих је формулисана општа теорија о "еволуцији звезда", која се односи и на наше сунце, типично "

Класа & # 8545 су сјајни џинови, класа & # 8546 су џинови, класа & # 8547 су подгиганти, а класа & # 8548 су патуљци (или

Звездице). Понекад се класа 0 користи за означавање хипергигова, а класа & # 8549 за означавање под патуљака.


Хертзспрунг-Русселл-ов дијаграм

Хертзспрунг-Русселл-ов дијаграм је расејана парцела звезда која приказује однос између звезда & # 8217 апсолутних величина, иначе познатих као њихова сјај, у односу на њихове звездане класификације, иначе познате као њихове ефективне температуре.

Једноставна дефиниција онога што дијаграм представља је цртање сјаја звезде према њеној боји.

Историјска позадина

Дијаграм се назива Хертзспрунг-Русселл Диаграм, јер су га 1910. године креирали Ејнар Хертзспрунг и Хенри Норрис Русселл. Њихов дијаграм представља главни корак ка разумевању еволуције звезда, јер дијаграм приказује привидне величине звезда према њиховој боји, обично за скуп, тако да су све звезде на истој удаљености. Каже се да се овај дијаграм може посматрати као дијаграм боје и величине.

Коришћење и анализа

Већина звезда које би се могле видети заузимају дијаграм који се назива главни низ. Када се звезде нађу на главној линији низа, звезде су у фази свог живота у којој њихове језгре стапају водоник.

Следеће груписање звезда може се наћи на хоризонталној грани дијаграма, што значи да у језгру долази до фузије хелијума и да постоји језгра која окружује поменуто језгро у којој гори водоник.

Научници су га користили за мерење удаљености од галаксије или звезданог јата, Хертзспрунг-Русселл Диаграм може бити користан у одређивању удаљености ових објеката од Земље. Научници су у стању да измере растојање упоређујући привидне величине звезда у скупу са апсолутним величинама звезда са познатим удаљеностима.

Као што САО Енциклопедија за астрономију објашњава, & # 8220 постоје 3 главна региона или еволуционе фазе ХР дијаграма:

  1. Главна секвенца која се протеже од горњег левог (вруће, светлеће звезде) до доњег десног (хладне, бледе звезде) доминира ХР дијаграмом. Овде звезде проводе око 90% свог живота сагоревајући у језгру водоник у хелијум. Звезде главне секвенце имају класу осветљености Морган-Кеенан са ознаком В.
  2. црвене гигантске и супергигантске звезде (класе сјајности од И до ИИИ) заузимају регион изнад главног низа. Имају ниске површинске температуре и велике осветљености што, према Штефан-Болтзманновом закону, значи да имају и велике полупречнике. Звезде улазе у ову еволуциону фазу након што исцрпе водоник у својим језгрима и почну да сагоревају хелијум и друге теже елементе.
  3. беле патуљасте звезде (класа осветљености Д) су последњи еволутивни ниво звезда мале до средње масе и налазе се у доњем левом углу дијаграма ХР. Ове звезде су веома вруће, али имају малу осветљеност због своје мале величине. & # 8221

Улогу коју игра дијаграм у развоју звездане физике

Након што су анализирали дијаграм, научници и астрономи претпостављали су да би дијаграм могао помоћи у демонстрацији звездане еволуције. Ово је резултат колапса звезда од црвених џинова до патуљастих звезда, а затим се током њиховог живота померају надоле дуж главне секвенце.

Пре увођења дијаграма, научници су мислили да звезде зраче енергијом претварајући гравитациону енергију у зрачење кроз Келвин-Хелмхолтз механизам. Стога су научници проценили да је старост Сунца била у распону од десетина милиона година, што је резултирало сукобом око доба Сунчевог система. То је било зато што су у то време из фосилних записа постојали јасни докази да је Земља била старија од неколико милиона година.

Овај сукоб је решен тек 1930-их када је нуклеарна фузија идентификована као извор звездане енергије. Међутим, да би се дошло до разумевања да је нуклеарна фузија извор звездане енергије, требало је неко време и неки скокови вере од стране неких у научној заједници.


Хертзспрунг Русселл Диаграм

ХР дијаграм је "Росетта Стоне" звездане астрономије. Створили су га 1910. године Ејнар Хертзспрунг и Хенри Норрис Русселл. Израђује сјај звезде према њеној површинској температури. Колико год то звучало једноставно, то је кључ за разумевање звездане еволуције.

Осветљеност је стопа излазне енергије, тј. Снаге. Излаз Сунца је око 4 к 10 26 вати.

Површинска температура звезде и њена боја директно су повезани једни са другима. Вруће звезде имају врхунац излазне боје према плавом крају спектра. Хладније звезде достижу врхунац у минусу. Остале температуре / боје су између, али ако досегну врхунац у средини (зелена), такође даје пуно плаве и црвене боје, а наш мозак их меша да би постали бели.

Звезде су груписане у спектралне типове који се могу посматрати или као температурне групе или као групе боја које је креирала Анние Јумп Цаннон 1890-их. Од најтоплијих до најхладнијих ознаке група су: О Б А Ф Г К М. Ученици памте редослед мнемотехником „Ох Бе А Фине (Гирл ор Гуи) Кисс Ме“.

Већина звезда лежи приближно на линији од вруће и светле до хладне и пригушене. Ова линија је позната као „главна секвенца“. Математички гледано, звезде живе већину свог живота у главном низу. Током овог дела живота звезде она претвара водоник у хелијум у језгру.


ОТКРИЈАЊЕ ПРЕДМЕТА НИСКЕ МАСЕ У БИКУ

ИВ ЗАКЉУЧЦИ

Закључујемо да облаци Бика имају значајан број објеката мале масе, обично 0,01 М. или 10 М.Јупитер који би се могли описати као смеђи патуљци мале масе или планете велике масе. Детаљне студије овде идентификованих објеката мале масе су неопходне за боље разумевање ове нове врсте предмета.

Спектроскопске студије могу довести до разумевања атмосферске структуре. То ће омогућити одређивање ефективних температура потребних за њихово постављање на Хертзспрунг-Русселл-ов дијаграм и упоређивање са теоријским еволуционим моделима таквих објеката. Такође је могуће утврдити површинске гравитације, што ће дати директну процену маса. За објекте који се не могу видети на ПОСС плочама за правилно проучавање кретања, спектри ће бити потребни да би се дефинитивно успоставило чланство у Бику. К.спектри опсега откриће апсорпцију ЦО (> 2,3 μм) и Х2Апсорпција (1,9 μм и 2,7 μм) ако је објекат заправо 2000–3000 К подзвездани објекат на својој Хаиасхи конвективној стази, а не поцрвенела Г-К позадинска звезда.

Даља посматрања су неопходна да би се утврдило колико је овај феномен распрострањен. Садашње истраживање је испитало приближно 0,002 квадратна степена у Бику. Већина наших најјачих кандидата за смеђе патуљке пронађена је у близини тамног облака Линдс 1495, који се на небу простире на приближно 2 квадратна степена. Ако се смеђи патуљци мале масе равномерно рашире по овом облаку, укупан број би био око 10 4. Ако популација смеђих патуљака прати молекуларну густину стуба у облацима Таурус-Аурига, праћену ЦО, тај број може бити и 10 6. У оба случаја, знатно би надмашили ∼ 200 познатих звезда у целој Бику-Ауриги, откривене током више од 40 година истраживања у овом региону. Ако је број смеђих патуљака мале масе чак 10 4 или 10 6 у облацима Бика, они би могли представљати до тада непознату, али динамички важну компоненту масе наше галаксије.


Хертзспрунг-Русселл-ов дијаграм

[/Наслов]
Звезде могу бити велике или мале, вруће или хладне, младе или старе. Да би правилно организовали све звезде тамо, астрономи су развили организациони систем назван Хертзспрунг-Русселл Диаграм. Овај дијаграм је расејана карта звезда која показује њихову апсолутну величину (или сјај) у односу на њихове различите спектралне типове и температуре. Хертзспрунг-Русселл-ов дијаграм развили су астрономи Ејнар Хертзспрунг и Хенри Норрис Русселл давне 1910. године.

Први Хертзспрунг-Русселл-ов дијаграм показао је спектрални тип звезда на хоризонталној оси, а затим апсолутну величину на вертикалној оси. Друга верзија дијаграма приказује једну ефективну површинску температуру звезде на једној оси и сјај звезде на другој оси.

Користећи овај дијаграм, астрономи могу да прате животни циклус звезда, од младих врућих протозвезда, преко фазе главне секвенце до фаза црвених џинова који умиру. Такође показује како се температура и боја односе на звезде у различитим фазама њиховог живота.

Ако погледате слику Хертзспрунг-Русселл-овог дијаграма, тамо можете видети дијагоналну линију од левог горњег доњег десног дела. Готово све звезде падају дуж ове линије, а позната је као главна секвенца. Генерално, како светлост опада, пада и температура. Али ту је грана која се хоризонтално одваја на 100 соларних ознака осветљености. То су црвене џиновске звезде пред крај свог живота. Могу да буду бистре и хладне, јер су & # 8217 тако велике. Али ова фаза обично траје само неколико милиона година.

Астрономи такође могу да користе Хертзспрунг-Русселл-ов дијаграм да процене колико су звездана јата удаљена од Земље. Мапирањем свих звезда у скупу и њиховим груписањем и упоређивањем са групама звезда са познатим удаљеностима.

За Универсе Тодаи написали смо много чланака о животном циклусу звезде. Ево чланака о кластеру М13 и како астрономи користе Хертзспрунг-Русселл дијаграм за његово проучавање.

Ево неколико добрих извора на Интернету за Хертзспрунг-Русселл дијаграм. Овде постоји врло једноставна верзија дијаграма са Универзитета у Орегону, а овде и додатне информације.

Снимили смо епизоду Астрономи Цаст о врстама звезда. Слушајте је овде, епизода 75 и # 8211 Звездано становништво.


Класификација осветљености заснива се на ширине апсорпционих линија у спектру звезде.

  • Линије добити шире као притисак повећава.
  • Велике звезде су надуте, што значи да је притисак у њиховој атмосфери нижи.
  • Веће звезде имати уже апсорпционе линије.
  • Веће звезде су светлије на исти температура.

Ово нам даје начин да доделимо рођака Светлост звездама на основу њихових својстава спектралних линија!


Шта је ХР дијаграм у астрономији?

Хертзспрунг & ндасхРусселл дијаграм, скраћено као Х & ндасхР дијаграм, ХР дијаграм или ХРД, је распршени сплет звезда показивање однос између апсолутних величина или сјаја звезда у односу на њихове звездане класификације или ефективне температуре.

Слично томе, које су главне фазе звезда наведене на ХР дијаграму? Постоје 3 главна региона (или еволуционе фазе) ХР дијаграма: Главна секвенца која се протеже од горњег левог (вруће, светлеће звезде) до доњег десног (хладне, бледе звезде) доминира ХР дијаграмом. Овде звезде проводе око 90% свог живота сагоревање водоник у хелијум у њиховим језгрима.

Слично томе, неко се може питати, шта је ХР дијаграм Зашто је важан?

Хертзпрунг-Русселл дијаграм је граф који повезује температуру звезда са њиховом сјајношћу. Тхе Х-Р дијаграм је важно јер се звезде могу класификовати по њиховом постављању на њега.

Шта је дијаграм величине боје?

Тхе Дијаграм величине боја (или ЦМД) је графикон података посматрања (види Слику 1) који показује како се популација звезда може нацртати у смислу њихове осветљености (или сјаја) и боја (или површинска температура). Такав заплет је сада познат као Хертзспрунг-Русселл (или Х-Р) дијаграм.


Бели патуљци

Слика 6. Два погледа на Сириус и његовог пратиоца белог патуљка: (а) Слика видљиве светлости коју је снимио свемирски телескоп Хуббле. Сириус Б је слаба тачка у доњем левом углу имала је квадрант слике и готово се изгубила у одсјају блиставе рендгенске слике Сириус А. (б) са рентгенског телескопа Цхандра. Сириус Б је много светлији у рендгену и светли је објекат у средишту слике. Изнад и мало десно је Сириус А.

Први бели патуљак звезда је откривена 1862. Позвана Сириус Б, он формира бинарни систем са Сириусом А, најсјајнијом звездом на небу. Дуго је измицао открићу и анализи јер се његово слабо светло обично губи у одсјају оближњег Сириуса А (слика 5). (Будући да се Сириус често назива псећа звезда - будући да је најсјајнија звезда у сазвежђу Великог пса, велики пас - Сириус Б понекад надимају Штенад.)

Сада смо пронашли хиљаде белих патуљака. Попис звезда показује да су око 7% правих звезда (спектрални типови О – М) у нашем локалном суседству бели патуљци. Добар пример типичног белог патуљка је оближња звезда 40 Еридани Б. Његова површинска температура је релативно врућих 12.000 К, али његова сјај је само 1/275 ЛСунце. Прорачуни показују да је његов радијус само 1,4% Сунчевог или приближно исти као и Земљин, а запремина 2,5 × 10 –6 Сунчевог. Његова маса је, међутим, 0,43 пута већа од Сунчеве масе, само нешто мање од половине. Да би се тако значајна маса уклопила у тако мали запремину, густина звезде мора бити око 170 000 пута већа од густине Сунца или већа од 200 000 г / цм 3. Кашичица овог материјала имала би масу од око 50 тона! Са тако огромним густинама, материја не може постојати у свом уобичајеном стању, испитаћемо посебно понашање ове врсте материје у Смрти звезда. За сада само примећујемо да бели патуљци умиру звезде, достижући крај свог продуктивног живота и спремни да њихове приче буду готове.

Британски астрофизичар (и популаризатор науке) Артхур Еддингтон (1882–1944) описао је првог познатог белог патуљка на овај начин:

Порука сапутника Сириус, када се декодира, покрене: & # 8220Састављен сам од материјала који је три хиљаде пута густији од било чега што сте икада срели. Тона мог материјала била би мали грумен који бисте могли ставити у кутију шибица. & # 8221 Шта бисте могли одговорити на тако нешто? Па, одговор који је већина нас дала 1914. био је: & # 8220 Умукни, не причај глупости. & # 8221

Данас, међутим, астрономи не само да прихватају да постоје звезде густе попут белих патуљака, већ су (као што ћемо видети) пронашли још гушће и чудније објекте у својој потрази да разумеју еволуцију различитих врста звезда.

Кључни појмови и сажетак

Хертзспрунг-Русселл-ов дијаграм или Х-Р дијаграм је график звездане светлости у односу на површинску температуру. Већина звезда лежи на главном низу, који се дијагонално протеже кроз Х – Р дијаграм од високе температуре и велике осветљености до ниске температуре и слабе осветљености. Положај звезде дуж главног низа одређен је њеном масом. Звезде велике масе емитују више енергије и вруће су од звезда мале масе на главном низу. Main-sequence stars derive their energy from the fusion of protons to helium. About 90% of the stars lie on the main sequence. Only about 10% of the stars are white dwarfs, and fewer than 1% are giants or supergiants.


Главна секвенца

If you make a plot of the brightness of a few thousand stars near us, against their color (or surface temperature) – a Hertzsprung-Russell diagram – you’ll see that most of them are on a nearly straight, diagonal, line, going from faint and red to bright and blue. That line is the main sequence (of course, you must plot the absolute brightness – or luminosity – not the apparent brightness do you know why?).

As you might have expected, the discovery of the main sequence had to wait until the distances to at least a few hundred stars could be reasonably well estimated (so their absolute magnitudes, or luminosities, could be worked out). This happened in the early years of the 20th century (fun fact: Russell’s discovery was how absolute luminosity was related to spectral class – OBAFGKM – rather than color).

So why, then, do most stars seem to lie on the main sequence? Why don’t we find stars all over the H-R diagram?

Back in the 19th century, it would have been impossible to answer these questions, because quantum theory hadn’t been invented then, and no one knew about nuclear fusion, or even what powered the Sun. By the 1930s, however, the main outlines of the answers became clear … stars on the main sequence are powered by hydrogen fusion, which takes place in their cores, and the main sequence is just a sequence of mass (faint red stars are the least massive – starting at around one-tenth that of the Sun – and bright blue ones the most – about 20 times). Stars are found elsewhere on the Hertzsprung Russell diagram, and their positions reflect what nuclear reactions are powering them, and where they are taking place (or not white dwarfs are cinders, slowly cooling). So, broadly speaking, there are so many stars on the main sequence – compared to elsewhere in the H-R diagram – because stars spend much more of their lives burning hydrogen in their cores than they do producing energy in any other way!

It took many decades of research to work out the details of stellar evolution – what nuclear reactions for what mass and composition of a star, how the size of a star reflects its internal structure and composition, how some stars can live on long after they should be white dwarfs, etc, etc, etc – and there are still many unanswered questions today (maybe you can help solve them?).

The Main Sequence (University of Utah), Main Sequence Stars (University of Oregon), and Stars (NASA’s Imagine the Universe) are three good places to go to learn more.

Dating a Cluster – A New Trick, V is For Valentine… V838, and Capture A FUor! are just three of the many Universe Today stories which feature the main sequence.

Astronomy Cast covers the main sequence from the point of view of stellar evolution in The Life of the Sun and The Life of Other Stars be sure to check them out.



Коментари:

  1. Jameson

    У мојој врло занимљивој теми. Хајде да разговарамо са вама у ПМ-у.

  2. Shakarg

    Љубав ...

  3. Voodoojora

    Between us speaking, try to look for the answer to your question in google.com

  4. Ine

    Great article Thank you very much

  5. Dokazahn

    Потпуно поделим ваше мишљење. Ово је сјајна идеја. Спреман сам да вас подржим.

  6. Bradly

    Жао ми је, ово ми баш не одговара. Ко још може да предложи?



Напиши поруку