Диаграмма Герцшпрунга - Рессела

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела

Важнейшие физические характеристики звезды — температура и полнейшая звездная значение. Температура напрямую связана с расцветкой звездные небеса, а расцветка — со спектральным типом. Полнейшая звездная величина, т. е. свойственный ей яркий свет, выражается числом световой энергии, испускаемой звездой, и ее возможно определить лишь при именитом расстоянии от звездные небеса до нас по математической формуле. В 1913 году голландский астроном

Эйнар Герцшпрунг и американский Генри Норрис Рессел вне зависимости приятель от друга пришли к одной мысли построить теоретический график, выявляющий связь двух звездных параметров — температуры и полнейшей звездной величины.

Так обнаружилась диаграмма, вышеназванная в честь двух научных работников: диаграмма Герцшпрунга

— Рессела (Г — Р).

ПОСТРОЕНИЕ ДИАГРАММЫ. Дабы построить диаграмму Г — Р, нужно перво-наперво вычислить какой-то звездный идеал.

Например, применяют те звездные небеса, расстояние до коих уже известно и определена их полнейшая звездная значение, воспользовавшись соответствием: m

Диаграмма Герцшпрунга - Рессела

— М = — 5 + 5 log (d), где m — видимая звездная значение, М — абсолютная звездная значение, d — расстояние.Далее нужно вычислить температуру звезды. Чтобы достичь желаемого результата необходимо знать ее спектральный вид. В настоящее время данный параметр часто поменяют на иной эквивалентный, именуемый признаками расцветки.

В прогрессивной астрофизике признаки расцветки предполагают собой, по сути, разницу меж звездными величинами звездные небеса в различных промежутках спектра.

Этот параметр важен, потому что демонстрирует количественное распределение энергии, коию звезда выделяет на различных длинах волн, а данное впрямую связано с температурой плоскости светила.Традиционная диаграмма Герцшпрунга —

Рессела

Вверху: диаграмма Герцшпрун-га —

Рессело для шарового звездного скопления М5. Внизу: шаровое звездное скопление М5

Диаграмма Герцшпрунга - Рессела

При построении диаграммы Г—Р используется показатель расцветки, именуемый В — V («В минус V»), при помощи которого определяют разницу меж звездными величинами в синей и заметной части спектра (это соответствует желтой). Данные 2 параметра характеризуют систему координат, где по абсциссе приостанавливается температура (либо признак расцветки), а по ординате — полнейшая звездная значение. Диаграммы Г — Р выстраивают для звезд, сгруппированных в явных зонах.

ГЛАВНАЯ Очередность. Большая часть звездных небес находится на диаграмме Г — Р на диагональной полосе, проходящей из верхнего левого угла в нижний правый. Данная полоса названа «крупнейшей последовательностью», и звездные небеса, располагающиеся на ней, именуются «звездными небесами крупнейшей очередности».

Наше Солнце кроме того звезда крупнейшей очередности и присутствует в той ее части, коия соответствует желтым звездным небесам. Звездные небеса крупнейшей последовательности — данное те, коие присутствуют в лично «спокойной» и устойчивой фазе своей жизни, как скоро в их ядрах идет распад атомов водорода на атомы гелия. Эти фаза составляет в пределах 90% жизни каждый звездные небеса.

Диаграмма Герцшпрунга - Рессела

Непосредственно в следствии этого большинство звезд принадлежит крупнейшей очередности.Основная последовательность несет еще и иную существенную информацию. Тот прецедент, что она эта «прямая», свидетельствует о существовании непрочного баланса меж мощью тяготения и мощью, образующейся в связи ядерных реакций в звездных небесах. И действительно, например, у такой звездные небеса, как наше Солнце, с температурой 5600 °С должна быть полнейшая звездная значение, т.е. свойственный ей яркий свет, примерно

+4,7, как именно это заметно из диаграммы Г — Р. Она не имеет возможности быть ни слабее, ни ярче, потому что по-другому не может присутствовать в балансе.

Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для довольно юного рассеянного звездного скопления

КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ, БЕЛЫЕ КАРЛИКИ.На диаграмме

Г — Р на с. 140 вне крупнейшей очередности присутствует зона красных гигантов. Данное прохладные звездные небеса (ориентировочно 3000°С), коие, однако, гораздо ярче звездных небес с настолько же температурой, оказавшихся в крупнейшей очередности.

Читайте также:  Тайна Чёрных дыр

Однако как следует из того, что температура ориентируется выделяемой звездой световой энергией, как имеет возможность случиться, что звездные небеса с одной и той же температурой обладают настолько разным ярким светом? Ответ на данный вопрос несложен: те, что ярче — просто более. В следствии этого у них во много раз немалая лучеиспускающая плоскость.

Диаграмма Герцшпрунга - Рессела

Вот отчего гигантами именуют звездные небеса, чей диаметр более диаметра Солнца в 200 раз. Точно так же объясняется присутствие не очень большой категории звезд внизу слева на этой же диаграмме. Данное довольно жаркие белые, хотя неброские звездные небеса.

Чтобы быть этими невзрачными при температуре, равной температуре больших и страстных бело-голубых звездных небес крупнейшей очередности, они обязаны быть гораздо меньших объемов. Данное белые карлики, необыкновенно крепкие и компактные звезды объемами в 100 раз менее Солнца, с диаметром, приблизительно равным диаметру планеты вроде Территории.

ДИАГРАММЫ ГЕРЦШПРУНГА — РЕССЕЛА ДЛЯ

ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ. Звездные небеса, принадлежащие к звездным скоплениям, — это очень небезинтересные объекты. Не трудно догадаться, что все они присутствуют приблизительно на одном и том же расстоянии от нас. И в следствии этого разница в их ярком свете связана с персональными отличительными чертами, но не с удаленностью. В такой ситуации возможно использовать условную звездную значение (ее и определить легче), а не полнейшую и построить, следовательно, диаграмму скопления. Диаграммы различных типов скоплений в значительной степени различаются друг от друга.Диаграммы рассеянных звездных скоплений, этих, как М8 либо NGC 2264, станут чуть-чуть отличаться от шаблонной. Основная очередность прослеживается, хотя звездные небеса, особенно в нижней части, разбросаны. Обоснования сводятся к тому, что в данных скоплениях много юных звездных небес, коим всего сотни причем даже десятки млн. лет.

За настолько незначительный промежуток времени меньше солидные и яркие звездные небеса, коие довольно медленно эволюционируют, еще не успели стабилизироваться. И на самом деле, на диаграмме

Г — Р звездные небеса, оказавшиеся справа от крупнейшей очередности, медленно передвигаются, со временем обретая равновесие.И напротив, на диаграмме Г

— Р шаровых скоплений с большим количеством старых звездных небес сложно выделить главную последовательность, намек на нее возможно найти лишь в нижней части, где присутствуют самые прохладные звездные небеса. Данное случается поскольку самые горячие и яркие звездные небеса уже прошли устойчивую фазу собственного существования и вышли поэтому за пределы крупнейшей очередности, сдвинувшись вправо, в зону

•красных гигантов либо незамедлительно в область белых карликов.И на самом деле, если бы было вероятным проследить за эволюцией звездные небеса на протяжении всей ее жизни, то есть на протяжении нескольких сотен млн. либо нескольких миллиардов лет, мы бы заметили ее медленное смещение по диаграмме Г — Р в соответствии с переменой данных.Следовательно, данная диаграмма разрешает понять, как звездные небеса эволюционируют в течении всего их существования, проходя через различные стадии, на протяжении коих они подвергаются переменам, иногда очень основательным. Возможно кроме того заявить, что отличия меж наблюдаемыми в небе звездными небесами порой отвечают истинному отличию меж ними, поскольку эти звездные небеса присутствуют на различной стадии эволюции.

Похожие статьи