Hertzsprung-Russell diagram

A Hertzsprung-Russell diagram (Russell , rövidítve G-R diagram ) a csillagászatban használt szórásdiagram , amely a csillagok abszolút magnitúdója és spektrális típusa közötti összefüggést ábrázolja , vagy más mennyiségek között, amelyek szorosan összefüggnek ezekkel a paraméterekkel. Mindenesetre fényes csillagok jelennek meg a diagram tetején, és halvány csillagok az alján; a bal oldalon - forró kék csillagok, a jobb oldalon - hideg és piros. A fő kifejezés szinonimájaként a „ spektrum-fényesség diagram ”, „fényerő-effektív hőmérséklet diagram és mások, bár szigorúbban eltérő elnevezések utalnak a diagram egyes változataira.

A diagramon szereplő csillagoknak megfelelő pontok nem egyenletesen oszlanak el, hanem több területen koncentrálódnak. Ez az eloszlás tükrözi a csillagok kialakulásának sajátosságait és fejlődésük menetét : a csillag helyzete a diagramon a tömegétől, korától és kémiai összetételétől függ. A diagram legnépesebb része a fő szekvencia , amely a diagram bal felső sarkából a jobb alsóba halad: csillagok alkotják, amelyek magjában a hidrogén nukleáris égése megy végbe. Az evolúció megfelelő szakasza a leghosszabb, tehát az összes csillag 90%-a a fő sorozatban található.

Az ábra Einar Hertzsprungról és Henry Norris Russellről kapta a nevét , akik először 1911-ben és 1913-ban készítették el különböző változatokban.

Leírás

A Hertzsprung-Russell diagram (más néven Russell vagy rövidítve G-R diagram) a csillagászatban használt szórásdiagram , amely a csillagok abszolút magnitúdója és spektrális típusa , vagy más, ezekkel a paraméterekkel szorosan összefüggő mennyiségek közötti kapcsolatot ábrázolja (lásd alább ) [1] [2] .

A spektrális típust vízszintesen ábrázoljuk, vagy egy ehhez kapcsolódó mennyiséget: felületi hőmérséklet vagy színindex , a korai spektrumtípusú csillagokkal, a diagram bal oldalán magas hőmérsékletű és kék színnel, valamint a késői spektrális típusokkal, az alacsony hőmérsékletekkel és a vörössel. szín - a jobb oldalon [ 2] [3] [4] .

Az abszolút magnitúdó vagy fényerő függőlegesen logaritmikus skálán van ábrázolva , fényes csillagokkal a diagram tetején és halvány csillagokkal az alján. Ezen túlmenően, amikor Hertzsprung-Russell diagramot készítünk egy olyan csillaghalmazra, amelyekről ismert, hogy azonos távolságra helyezkednek el, használhatjuk a látszólagos magnitúdót [3] [4] [5] .

A használt paraméterek közötti kapcsolat

Csillagok magnitúdói és fényességei

Egy csillag abszolút magnitúdója összefügg a teljes fényességével . Ezt az összefüggést célszerű napegységekben kifejezni, és a Nap bolometrikus (a spektrum minden részének sugárzását figyelembe véve mérve) abszolút csillagmagasságát használni . A vizsgált csillag bolometrikus abszolút magnitúdója esetén a függés a következő alakot ölti [6] : $M$ $L$ $L_{\odot }=1$ $M_{\text{bol}}^{\odot }=+4{,}7^{m}$ $M_{\text{bol}}$

\lg L=-0,4(M_{\text{bol}}-M_{\text{bol}}^{\odot }).

A teljes fényerő és az abszolút nagyság közötti összefüggés egy adott fotometriai sávban – például a V sávban lévő magnitúdó – egy megfelelő bolometrikus korrekciót is tartalmaz , amely a csillag hőmérsékletétől függ. Ez az érték értelemszerűen megegyezik a bolometrikus csillagmagasság és az adott fotometriai sávban lévő csillagmagasság különbségével: . Ekkor a fényesség és a nagyság közötti kapcsolat így néz ki [6] [7] : $M_{V}$ ${\text{BC}}_{V}$ ${\text{BC}}_{V}=M_{\text{bol}}-M_{V}$

\lg L=-0,4(M_{V}+{\text{BC}}_{V}-M_{\text{bol}}^{\odot }).

A látszólagos és abszolút csillagmagasság összefügg a csillag és a megfigyelő távolságával. Definíció szerint egy csillag abszolút magnitúdója megegyezik azzal a látszólagos magnitúdóval, amely akkor lenne, ha 10 parszek távolságra lenne . Ekkor a köztük lévő kapcsolatot a [8] képlettel fejezzük ki :

M=m+5-5\lg r,

ahol az abszolút magnitúdó, a látszólagos magnitúdó és a csillag távolsága parszekben [8] . $M$ $m$ $r$

Spektrális osztályok, effektív hőmérsékletek és színindexek

A csillagok emissziós spektruma részben hasonló a fekete test spektrumához, és a Wien-féle eltolási törvény alkalmazható rá : minél magasabb a fekete test hőmérséklete, annál rövidebb hullámhosszúak lesznek a spektrum maximumai, és a sugárzásnak lesz hatása. kékebb színindex [9] .

A csillag spektrális osztályát a csillag spektrumában lévő különféle abszorpciós vonalak jelenléte és intenzitása határozza meg , amelyek bizonyos energiaszintek közötti elektronátmenetek eredményeként jönnek létre . Ezen átmenetek gyakorisága és lehetősége erősen függ a hőmérséklettől, így a spektrális osztály is a hőmérséklettel függ össze [9] .

Így kiderül, hogy a csillag felszínének hőmérséklete, spektrális típusa és színindexe összefügg [9] . Az alábbiakban egy táblázat látható a spektrális típus, az effektív hőmérséklet és a B-V színindex közötti összefüggést a fő sorozatú csillagok esetében [10] .

Összefüggés a spektrális típus, az effektív hőmérséklet és a B−V színindex között [10] :

Spektrális osztály	Effektív hőmérséklet, K	Színindex B−V , m
O5	40000	−0,35
B0	28000	−0,31
B5	15500	−0,17
A0	10000	0.0
A5	8500	0.16
F0	7400	0.30
F5	6600	0,45
G0	6600	0,57
G5	5400	0,70
K0	4700	0,84
K5	4000	1.11
M0	3600	1.39
M5	3000	1.61
M8	2660	2.00

Csillag sugarai

Egy csillag helyzete a Hertzsprung-Russell diagramon a méretét is tükrözi, hiszen az effektív hőmérséklet , sugár és fényerő a Stefan-Boltzmann törvény szerint [11] [12] : $T_{\text{eff))$ $R$ $L$

L=4\pi R^{2}\sigma T_{\text{eff}}^{4},

hol van a Stefan-Boltzmann állandó [11] . Így a csillag sugarát a hőmérséklet és a fényesség mértéke a következőképpen fejezi ki [13] : $\sigma$

R=R_{\odot }\left({\frac {T_{\odot }}{T_{\text{eff))))\right)^{2}\left({\frac {L} {L_{\odot }}}\jobbra)^{1/2},

hol van a Nap sugara , hőmérséklete és fényessége. Szintén gyakori, hogy a sugár logaritmusát a megfelelő mennyiségekkel ábrázolják, és a sugárhoz és a fényességhez szoláris egységeket használnak, azaz [13] : ${\displaystyle R_{\odot },~T_{\odot },~L_{\odot ))$ $R_{\odot }=1,~L_{\odot }=1$

\lg R={\frac {1}{2}}\lg L+2\lg {\frac {T_{\odot }}{T_{\text{eff}}}}.

Az ábra képe és a csillagok evolúciójával való kapcsolat

A Hertzsprung-Russell diagramban a csillagok nem egyenletesen oszlanak el, hanem főleg több területen koncentrálódnak. Ez az eloszlás tükrözi a csillagok keletkezésének sajátosságait és evolúciójuk menetét : a csillagok tömege, kémiai összetétele és kora határozza meg a csillagok helyzetét a Hertzsprung-Russell diagramon [1] [12] .

Fényerősségi osztályok és területek a diagramon

A Hertzsprung-Russell diagramon a csillagok fényességi osztályoknak nevezett sorozatokat alkotnak , amelyek közül a legfigyelemreméltóbb a fő sorozat (lásd alább ). A fényesség minden osztályában bizonyos kapcsolat van a szín és a fényesség között [1] [14] .

A fényerősségi osztályokat római számok jelölik. Az alábbiakban a fő fényességi osztályok láthatók a fényerő csökkenésének sorrendjében [14] [15] [16] :

Én - szuperóriások . Számos alosztály létezik:
- 0, Ia-0 vagy Ia + a legfényesebb szuperóriások vagy hiperóriások .
- Ia fényes szuperóriások.
- Iab normális szuperóriások.
- Az Ib kis fényerejű szuperóriások.
II - fényes óriások .
III - óriások .
IV - óriások .
V a fő sorozatú csillagok .
VI - szubtörpék .
VII - fehér törpék .

Ritka esetekben VIII. fényességi osztályt különböztetnek meg, amelyhez a bolygóködök magjai tartoznak , amelyek fehér törpékké alakulnak [17] . A leírt fényességi osztályokon kívül a diagramon más területek is megkülönböztethetők [18] .

Főszekvencia és altörpék

A csillagok túlnyomó többsége - körülbelül 90%, beleértve a Napot is - a fő sorozaton található - egy átlós sávon, amely a diagram bal felső sarkától a jobb alsóig tart, vagyis az O spektrális osztályú fényes és forró csillagoktól. az M [1 ] [11] [14] [19] osztályú csillagok hűtésére és tompítására . A fősorozat csillagainak fényessége 10-4 és 10 6 L ⊙ között változik (és ennek megfelelően a csillagok abszolút magnitúdója -6 m és +16 m között [20] ), a hőmérséklet pedig 3 és 50 ezer K között változik. [21] [22] . A fősorozatba tartozó csillagokat méretüktől függetlenül általában " törpéknek " nevezik – például vörös törpéknek és sárga törpéknek . Azonban nem minden törpének nevezett csillag tartozik a fősorozathoz: például a fehér törpék vagy a barna törpék nem fősorozatbeli csillagok [23] [24] .

A fő szekvencián olyan csillagok vannak, amelyek magjukban hidrogént égetnek - ez az evolúció leghosszabb szakasza, ez az oka ennek a régiónak a népességének, ráadásul a fő sorozaton eltöltött idő alatt a csillag paraméterei keveset változtat. A csillag helyzete rajta főként a csillag tömegétől, és sokkal gyengébb korától és kémiai összetételétől függ. Minél nagyobb egy csillag tömege, annál nagyobb a hőmérséklete és a fényessége, és annál nagyobb a fő sorozatban. A fősorozat alsó része sokkal lakottabb, mint a felső része, mert a tömegesebb csillagok kevesebb számban jönnek létre, és gyorsabban fejlődnek, elhagyva a fősorozatot [1] [25] .

A szubtörpék egy sorozatot alkotnak, amely a fő szekvencia mentén fut, spektrális osztályokban A -tól M -ig , de alatta körülbelül 1,5 méterrel [14] . A fősorozatú csillagokhoz hasonlóan a szubtörpék is hidrogént égetnek a magjukban, de kisebb a nehéz elemek mennyisége [26] .

Óriások és óriások

Az óriások nagy csillagok, amelyek a Hertzsprung-Russell diagram [27] fő sorozata felett helyezkednek el . Az óriások legszembetűnőbb ága a G , K , M spektrális osztályokban: ezekben a spektrumosztályokban a csillagok egyértelműen fősorozatú törpékre és óriáscsillagokra oszlanak [28] . Például a G0 spektrumosztályból az M5 osztályba való átmenetben lévő óriáscsillagok fényessége átlagosan 30-ról 1000 L -re növekszik ⊙ , míg az azonos spektrális osztályba tartozó fősorozatú csillagok fényessége 1,5-ről 0,01 L ⊙ -ra csökken. [29] . A K és M spektrumtípusú óriások vörös óriásokként ismert altípust alkotnak [30] . Az óriások olyan csillagok, amelyek a Hertzsprung-Russell diagramon egy köztes tartományt foglalnak el a fő sorozat és az óriások között [31] .

A csillagok az óriások tartományába esnek, majd az óriások, miután a hidrogén elfogy a csillag magjában, a mag teljesen héliummá válik , és a hidrogén nukleáris égése a rétegforrásban folytatódik. Növekszik az energiafelszabadítás ereje, és ezzel együtt a fényesség; a csillag külső rétegei kitágulnak, a csillag hőmérséklete csökken, ezért a Hertzsprung-Russell diagramon felfelé és jobbra mozog, és a vörös óriások tartományába esik [32] . Az óriás- és az óriásstádium közötti határnak a konvektív zóna csillag teljes burkára kiterjedő kiterjedését tekintjük: az óriásstádiumban a csillag külső rétegei még nem teljesen konvektívek [33] . A nagyobb tömegű csillagok kék óriássá válhatnak , ha már elhagyták a fő sorozatot, és a szuperóriássá válás felé haladnak – számukra ez a fejlődési szakasz hasonló a kisebb tömegű csillagok szubóriás szakaszához [34] .

Az óriások az evolúció több szakaszán mennek keresztül, amelyek mindegyike megfelel a diagram bizonyos területeinek [35] :

A vörös óriás ág a K és M spektrális osztályokban fut, a fényerő gyors növekedésével a késői osztályok felé, egészen -3 m abszolút magnitúdóig , így szinte függőlegesen helyezkedik el a diagramon. Ebben a szakaszban nem mennek végbe reakciók a csillagok magjában, a hidrogén nukleáris égése pedig a mag körüli héjban megy végbe [20] [35] .
A vízszintes ág vízszintesen fut a 0 m abszolút magnitúdó közelében , a spektrális típusok nagy elterjedésével. A vízszintes ágcsillagok magjuknál héliumot égetnek . Teljes értékű vízszintes ág figyelhető meg a nehéz elemekben szegény rendszerekben; a magas fémtartalmú rendszerek esetében, különösen a Nap közelében, a vízszintes ágnak csak egy meglehetősen sűrűn lakott vörös része, az úgynevezett vörös klaszter figyelhető meg [20] [19] . Egy instabilitási csík halad át a vízszintes ág egy részén - azon a tartományon, ahol a csillagok pulzációnak vannak kitéve , ezért a vízszintes ág egyes csillagai RR Lyrae változók is [36] .
Az aszimptotikus óriáság a vízszintes ágtól a vörös óriáság tetejéig tart. Az evolúció megfelelő szakaszában lévő csillagok már kimerítették a magban lévő héliumot, és e csillagok magja körül a héjban héliumégés megy végbe [35] .

A sztárok, különösen a masszívak, kevés időt töltenek az óriás színpadon. Emiatt a Hertzsprung-Russell diagramon nem túl lakott az a régió, ahol a közepes és nagy tömegű szubóriásoknak el kell helyezkedniük, és például a Hertzsprung-Russell diagramon a Nap közelében lévő csillagok esetében egy rés a fő szekvencia és az óriás ág között, amelyet Hertzsprung-résnek neveznek . Ugyanakkor például a gömb alakú csillaghalmazok diagramjain jól látható az alóriások ága [33] [37] .

Supergiants

A szuperóriások az összes csillag közül a legfényesebbek, fényességük tízezertől millióig terjedhet, abszolút magnitúdójuk pedig átlagosan –4 m és –8 m között változik [38] [39] [40] . A Hertzsprung-Russell diagramon ezek a csillagok foglalják el a legfelső részt [14] .

A masszív csillagok szuperóriássá válnak, miután a hidrogén kimerül mélységükben: a hidrogén égése egy rétegforrásban folytatódik, a magban pedig egyre nehezebb elemek részvételével nukleáris reakciók kezdődnek. A csillag külső rétegei kitágulnak és lehűlnek, és a csillag a diagram mentén jobbra haladva szuperóriássá válik: először kék , majd vörös [39] [41] , de ha a csillag veszít valamennyit tömegéből, akkor válhat belőle. egy kék szuperóriás [38] .

Fehér törpék

A fehér törpék viszonylag magas hőmérsékletű, de kis sugarú csillagok, ezért kicsi a fényességük, és a diagram bal alsó sarkában helyezkednek el. Azonos spektrumtípusok mellett a fehér törpék körülbelül 10 méterrel halványabbak, mint a fősorozatú csillagok [1] [42] .

A több naptömegig terjedő tömegű csillagok életük végén fehér törpékké válnak. Miután a vörös óriásstádiumban lévő csillag kifogy a nukleáris reakciókhoz szükséges anyagból, lehullik a külső héja. A kilökődött anyagból egy bolygóköd keletkezik , amelynek közepén a csillag egykori magja marad, amelynek nagyon magas a hőmérséklete - ez a mag fehér törpévé válik. A fehér törpék a belsejében tárolt hőenergiát sugárzásra fordítják, fokozatosan lehűlnek és elhalványulnak [4] [43] .

Diagram határai

A Humphrey-Davidson határ

A Hertzsprung-Russell diagramot felülről a Humphreys - Davidson határ , más néven de Jager határ határolja, amely felett nem figyelhetők meg a nem változékony stabil csillagok . Vörös szuperóriásoknál a határfényesség körülbelül 3⋅10 5 L ⊙ , a hőmérséklet emelkedésével növekszik, a kék szuperóriásoknál pedig 1,6⋅10 6 L ⊙ [44] [45] . Nyilvánvalóan, ha a fényerő túl magas, a csillag elkezd gyorsan veszíteni tömegéből, de az ilyen határ megjelenéséhez vezető pontos mechanizmus nem ismert [46] [47] [48] .

Hayashi Line

Az ábra azon területét, amely vörös óriásokat tartalmazhat, jobbról a Hayashi vonal határolja . Ha a csillag kémiailag homogén és teljesen be van fedve a konvekcióval , akkor a benne lévő hőmérsékleti gradiens megegyezik az adiabatikus gradienssel . Ekkor a csillag felszínének hőmérséklete összefüggésben áll a tömegével, kémiai összetételével, és gyengén függ a fényerőtől. Rögzített tömegnél és kémiai összetételnél továbbra is fennáll a kapcsolat a hőmérséklet és a fényerő között, ami a Hertzsprung-Russell diagramon egy majdnem függőleges vonal - a Hayashi vonal - formáját ölti. A Hayashi-vonalak általában a diagram 3000-5000 K hőmérsékletű tartományában helyezkednek el , és a tőlük jobbra lévő régiót tiltott zónának nevezzük [49] [45] .

Ugyanazzal a tömeggel, fényerővel és kémiai összetétellel egy csillagnak magasabb hőmérséklete is lehet, mint amit a Hayashi-pálya ad: ekkor az átlagos hőmérsékleti gradiens az adiabatikus alatt van, és vannak olyan régiók, ahol nincs konvekció. azt. Egy csillagnak azonban nem lehet alacsonyabb hőmérséklete. Ha azt képzeljük, hogy a csillag felszíni hőmérséklete a Hayashi-határ alá került, akkor az átlagos hőmérsékleti gradiens magasabb lesz, mint az adiabatikus gradiens. Ez erős konvekcióhoz vezet a csillag belsejében, az energia hatékonyan kerül át a felszínére, és a hőmérséklet emelkedik, amíg a gradiense ismét adiabatikussá nem válik, és a csillag visszatér a Hayashi-pályára [49] .

Diagram nézet a csillagok különböző mintáihoz

A Gerushsprung-Russell diagramok, amelyek a különböző jellemzők szerint összeállított csillagmintákhoz készültek, jelentősen eltérnek egymástól. Például egy gömb alakú csillaghalmaz diagramja másképp néz ki, mint a Naphoz közeli csillagok diagramja [4] [28] .

Legközelebbi csillagok és legfényesebb csillagok

A Gerushsprung-Russell diagram elemzésekor figyelembe kell venni a szelekciós torzítás lehetséges hatását . Így a fényesebb csillagok nagyobb távolságból is észlelhetők, mint a halványabbak, és nagyobb valószínűséggel esnek egy bizonyos csillagmintába. Emiatt a közeli csillagokra szerkesztett diagram jelentősen eltér a fényesnek tűnő csillagok diagramjától - az első esetben az óriáscsillagok és a fényes fősorozatú csillagok gyakorlatilag nem esnek a diagramba, bár a második esetben jelen vannak [ 28] .

Csillaghalmazok

Még ha a csillaghalmaz távolsága ismeretlen is, akkor feltételezhető, hogy az összes csillag azonos távolságra van, ezért a halmaz csillagainál a látszólagos és az abszolút csillagmagasság közötti különbség azonos, és diagramot tud felépíteni a csillagok látszólagos csillagmagasságainak felhasználásával. Így az egyes csillagok távolságának meghatározásában előforduló hibák nem befolyásolják a nagyságuk becslését, ráadásul a halmazon belüli csillagok jellemzői meglehetősen egységesek, így a halmaz Gerushsprung-Russell diagramján egyértelműen megállapítható. különböző régiók megkülönböztetése [50] . A Gerushsprung-Russell diagram megjelenése a legtöbb csillaghalmazra azt jelzi, hogy az egyetlen halmazon belüli csillagok kémiai összetétele és kora azonos, vagyis szinte egyidejűleg keletkeztek. Más szóval, a Gerushsprung-Russell diagramon ugyanannak a halmaznak a csillagai egy bizonyos izokrón közelében helyezkednek el (lásd alább ). A megfigyelt diagramok elemzése, valamint az elméletileg számított izokrónokkal való összehasonlítása lehetővé teszi a klaszter korának és fémességének , valamint a tőle való távolság meghatározását [51] .

A gömbhalmazokra vonatkozó Hertzsprung-Russell diagram felépítését bonyolítja a csillagok nagy koncentrációja ezen objektumok belsejében, mivel az egymáshoz közeli csillagok könnyen összetéveszthetők egy objektummal. A nyílt halmazok esetében ez a probléma kevésbé akut, mivel a bennük lévő csillagok nincsenek olyan sűrűn. Az ilyen objektumok közelsége a Galaxis korongjához azonban ahhoz vezet, hogy a mezőcsillagok gyakran a halmaz hátterében helyezkednek el, ráadásul a halmaz megjelenését a csillagközi kihalás is befolyásolja [52] .

Globuláris klaszterek

A gömbhalmazokban a fő sorozatot felülről viszonylag alacsony fényerő korlátozza, és átmegy az óriás ágba , amely egy fordulóponttal kapcsolódik a fősorozathoz . Ugyanakkor a fősorozat felső részében lévő csillagok a Nap közelében is megfigyelhetők. Ez azt jelenti, hogy a gömbhalmazok csillagai öregek, mivel csak a fiatal csillagok lehetnek a fősorozat felső részében. Ráadásul a gömbhalmazokban a szubóriás ág meglehetősen keskeny: ez a tulajdonság azt jelzi, hogy minden csillag, amely eredetileg a fősorozaton valamivel a fordulópont felett helyezkedett el, egyidejűleg elhagyja a fősorozatot [53] . A fordulópont feletti fősorozaton lévő kis számú csillagot – kék kóborlókat – a csillagok egyesülésével vagy a köztük lévő tömegek cseréjével magyarázzák [54] . Ráadásul az alacsony fémtartalom miatt a gömbhalmazokban a fő szekvencia alacsonyabban fut, mint például a nyílt klaszterekben [55] .

Ugyanez az ága az óriásoknak a felső részben megy át a vörös óriások ágába . Ezenkívül a vízszintes ág jól látható a Gerushsprung-Russell diagramon a gömb alakú csillaghalmazok esetében, gyakran megfigyelhető az aszimptotikus óriás ág és a halvány fehér törpék [56] [57] .

Klaszterek megnyitása

A nyitott csillaghalmazoknak is van fősorozata, és a gömbhalmazokkal ellentétben nagyobb fényerőt ér el, ami a nyílt halmazokban lévő csillagok fiatalabb korához kapcsolódik - bár a fősorozat legfényesebb része is hiányzik [58] .

Egy másik jellegzetesség a csillagok helyzetében a fősorozat alsó részében tapasztalható nagy szóródás: a megfigyelt szórás nem magyarázható megfigyelési hibákkal, és abból adódik, hogy egyes csillagok a kialakulás után még nem értek el a fősorozatot [58] .

A fősorozat felső részének csillagai meglehetősen gyorsan fejlődnek, így az a régió, ahol a fejlődés késői szakaszában lévő csillagok találhatók, általában gyengén lakott nyílt halmazokban. A csillagsorozat a fordulópontnál hirtelen véget érhet, ellentétben a gömbhalmazokkal, ahol átmegy az óriás alatti ágba, és a diagramon Hertzsprung-rés figyelhető meg [59] .

Evolúciós pályák és izokrónok

A csillagok evolúciója külső paramétereik időbeli változásához vezet. Ez a változás kényelmesen leírható a Hertzsprung-Russell diagram segítségével: azt az utat, amelyet egy csillag az élete során a diagram mentén megtesz, evolúciós nyomnak nevezzük [60] . A legtöbb esetben ezek a változások a csillag paramétereiben túl lassan mennek végbe ahhoz, hogy észrevegyék [61] .

A csillagpopuláció evolúciós szempontból legegyszerűbb modellje azt feltételezi, hogy a benne lévő csillagok egy időben keletkeztek ugyanabból az anyagból, és csak tömegben különböznek egymástól. Mivel a különböző tömegű csillagok különböző sebességgel fejlődnek, azonos korban különböző evolúciós szakaszokban lehetnek. Ez a modell egyszerűsége ellenére jól leírja a csillaghalmazokat (lásd fent ) és néhány galaxist . Egy ilyen modell keretein belül a Hertzsprung-Russell diagramon a csillagoknak egy izokrónnak nevezett görbe mentén kell felsorakozniuk [51] .

A megfigyelt Hertzsprung-Russell diagram elemzése például egy csillaghalmazra és annak elméletileg számított izokrónokkal való összehasonlítása lehetővé teszi annak korának és fémességének , valamint a hozzá való távolságának meghatározását [62] .

Változó csillagok a diagramon

A változócsillagok – amelyek látszólagos fényessége idővel megváltozik – nagyszámú típusra oszlik, és bizonyos típusú csillagok bizonyos helyeket foglalnak el a Hertzsprung-Russell diagramon. Például az instabilitási sáv egy olyan terület a diagramon, amely többféle típusú változócsillagot tartalmaz, különösen a Cepheids és RR Lyrae változókat , amelyek fontos szerepet játszottak a csillagászatban . A csillag felületi hőmérsékletének és fényességének bizonyos kombinációja esetén, amely megfelel az instabilitási sávon elfoglalt helyzetnek, a csillag pulzációnak lesz kitéve, és fényessége ingadozni kezd [63] [64] .

Diagram változatok

A "Hertzsprung-Russell diagram" kifejezés szinonimájaként olyan fogalmak használhatók, mint a "spektrum - fényesség diagram", "fényesség diagram - effektív hőmérséklet" és néhány más. A Hertzsprung-Russell diagram ugyanakkor a tengelyek mentén különböző paraméterekkel rendelkező változatainak nevezhető [2] [5] . Szigorúbban azonban más-más elnevezést használnak a különböző diagramváltozatokra [3] .

A Hertzsprung-Russell diagram történelmileg a diagram első változata, amely azokról a tudósokról kapta a nevét, akik először önállóan építették meg (lásd alább ). Az abszolút nagyságot és a spektrális típust a diagram tengelyei mentén ábrázoltuk , azonban a spektrum típusa diszkrét érték , így ma már szélesebb körben elterjedtek azok a lehetőségek, amelyekben a spektrum típusát valamilyen folytonos paraméterre cseréljük [3] .
A megfigyelési adatok feldolgozása során leggyakrabban egy diagramot, amelynek tengelyei mentén az abszolút csillagmagasság (vagy látható, ha a csillagok ismert távolságban helyezkednek el) és a színindex felrajzolódik. Ezt az opciót szín-nagyság diagramnak nevezzük [3] .
Az elméleti számításoknál a legkényelmesebb olyan diagramot használni, amelynek tengelyei mentén az effektív hőmérséklet és fényerő logaritmikus skálán van ábrázolva: ezt a lehetőséget elméleti szín-nagyság diagramnak nevezzük [3] .

Mivel az azonos spektrumtípusú és fényességi osztályú csillagok színe, effektív hőmérséklete és fényessége azonos, ez a három diagramtípus egyenértékűnek bizonyul egymással. Ahhoz azonban, hogy az egyik típusú diagramot a másikra kvantitatívan konvertálhassuk, jó pontossággal ismerni kell az effektív hőmérséklet, a bolometrikus korrekció és a spektrális típus közötti kapcsolatot [3] .

Hasonló diagramok

A szín-szín diagramon két különböző színjelző van ábrázolva a tengelyek mentén . A különböző spektrális osztályú és fényességi osztályú csillagok helyzete a hasonló diagramokon szintén különbözik [65] .
Hess-diagramnak nevezzük azt a diagramot, amelyben az egyes csillagok helyett a csillagok térbeli sűrűségét a Hertzsprung-Russell diagram megfelelő pozíciójában jegyezzük fel, attól függően.[66] [67] .
A szín-nagyság diagram a csillagokhoz hasonlóan galaxisokra is használható . A Hertzsprung-Russell diagramhoz hasonlóan a galaxisok számára is egy hasonló diagramon különítenek el több és kevésbé lakott régiókat [68] .

Feltárása

1905-ben Einar Hertzsprung dán csillagász felfedezte, hogy a csillagokat sugaruk szerint két osztályba lehet osztani: törpékre és óriásokra. 1911-ben Hans Rosenberg német tudóssal együttelőször készített egy diagramot "színindex - látszólagos magnitúdó" a Hiádok és a Plejádok csillagaihoz . Henry Norris Russell amerikai csillagász 1913-ban felállított egy "spektrális osztály - abszolút magnitúdó" diagramot a Naphoz közeli csillagokra. A Hertzsprung-Russell diagram e két tudós nevéhez fűződik [1] . A diagramok feltárták a fő sorozatot , valamint egy külön vörös óriások által lakott régiót . Később fehér törpék sorozatát is felfedezték [69] .

A Hertzsprung-Russell diagram ezt követően fontos eszközzé vált a csillagfejlődés tanulmányozásában [ 69] . Jelentőségét még a 21. században sem veszítette el [70] .

Jegyzetek

↑ 1 2 3 4 5 6 7 Mironov A.V. Hertzsprung-Russell diagram . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2022. szeptember 6. (határozatlan)
↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , p. 146-148.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Binney, Merrifield, 1998 , pp. 102-103.
↑ 1 2 3 4 Hertzsprung-Russell diagram (angol) . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2022. szeptember 6.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 376.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 374-375.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 59-60.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 373-374.
↑ 1 2 3 A csillagok színei, hőmérsékletei és spektrális típusai . Pennsylvania Állami Egyetem . Hozzáférés időpontja: 2022. szeptember 15. (határozatlan)
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 378-379.
↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , p. 148-149.
↑ 1 2 Zasov, Postnov, 2011 , p. 152.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 380.
↑ 1 2 3 4 5 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 377.
↑ Surdin, 2015 , p. 148-150.
↑ Yungelson L. R. Világossági osztályok . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 16. Az eredetiből archiválva : 2021. április 16. (határozatlan)
↑ Surdin, 2015 , p. 150.
↑ Darling D. Hertzsprung-Russell diagram . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2022. szeptember 14. (határozatlan)
↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , p. 103.
↑ 1 2 3 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71-73. Cambridge University Press . Letöltve: 2021. április 1. Az eredetiből archiválva : 2010. december 29. (határozatlan)
↑ Surdin, 2015 , p. 151.
↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Csillagok: szerkezetük, életük és haláluk . Fő sorozat . Asztronet . Letöltve: 2021. április 1. Az eredetiből archiválva : 2020. június 29. (határozatlan)
↑ Mironov A. V. Fő sorozat . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 3. Az eredetiből archiválva : 2021. április 17. (határozatlan)
↑ Drágám D. Törpecsillag . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 3. Az eredetiből archiválva : 2022. február 7.. (határozatlan)
↑ Surdin, 2015 , p. 148-152.
↑ Yungelson L.R. Subdwarfs . Nagy Orosz Enciklopédia . Hozzáférés időpontja: 2022. szeptember 17. (határozatlan)
↑ Óriáscsillag . _ Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2022. szeptember 14.
↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2016 , p. 236.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , p. 110.
↑ Yungelson L. R. Vörös óriások és szuperóriások . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2022. szeptember 14. (határozatlan)
↑ David Darling. alóriás . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. február 9. Az eredetiből archiválva : 2021. április 20. (határozatlan)
↑ Surdin, 2015 , p. 152.
↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , p. 265.
↑ Drágám D. Kék óriás . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2022. szeptember 14. (határozatlan)
↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2016 , pp. 236, 269-270.
↑ Karttunen et al., 2016 , pp. 236, 269-270, 303.
↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 142.
↑ 12 Darling D. Supergiant . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. március 23. Az eredetiből archiválva : 2018. január 7.. (határozatlan)
↑ 1 2 Yungelson L. R. Supergiants . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. március 23. Az eredetiből archiválva : 2021. május 9. (határozatlan)
↑ Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (Eng.) 65-73. Cambridge University Press . Letöltve: 2021. március 23. Az eredetiből archiválva : 2010. december 29.
↑ Surdin, 2015 , p. 154-155, 159-161.
↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 418.
↑ Blinnikov S.I. Fehér törpék . Nagy Orosz Enciklopédia . Hozzáférés időpontja: 2022. szeptember 17. (határozatlan)
↑ de Jager C. A hiperóriás fotoszférák stabilitási határa. // Csillagászat és asztrofizika. - 1984-09-01. - T. 138 . – S. 246–252 . — ISSN 0004-6361 .
↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , pp. 274-275.
↑ Glatzel W., Kiriakidis M. A Massive Stars and the Humphreys stabilitása / Davidson Limit // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1993-07-01. - T. 263 . - S. 375 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/263.2.375 .
↑ Weis K., Duschl WJ Kiáramlás az LBV-jelölt Sk-69°279 körüli ködből és aszimmetriák // Astronomy and Astrophysics. — 2002-10-01. - T. 393 . – S. 503–510 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20021047 .
↑ Higgins ER, Vink JS A Humphreys-Davidson határérték elméleti vizsgálata magas és alacsony fémességnél // Csillagászat és asztrofizika. — 2020-03-01. - T. 635 . - S. A175 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201937374 .
↑ 1 2 Kippenhahn et al., 2013 , pp. 271-278.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 103-104.
↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 259.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 332-334, 381.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 335-336.
↑ Drágám D. Kék kósza . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2022. január 12. Az eredetiből archiválva : 2022. január 15. (határozatlan)
↑ Karttunen et al., 2016 , p. 364.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , p. 334.
↑ Moehler S., Bono G. Fehér törpék gömbhalmazokban . - 2008-06-01.
↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , pp. 381-382.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 383-384.
↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 110.
↑ Karttunen et al., 2016 , p. 299.
↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 259-314.
↑ Karttunen et al., 2016 , pp. 299-308.
↑ Változócsillagok . Penn State Egyetem . Hozzáférés időpontja: 2022. október 12. (határozatlan)
↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 108-109.
↑ Ochsenbein F. A HR diagram felső részének Hess-diagramja . – 1983.
↑ Hessdiagram . A csillagászati és asztrofizikai etimológiai szótár . Letöltve: 2022. október 9. (határozatlan)
↑ Sciarratta M., Chiosi C., D'Onofrio M., Cariddi S. A galaxishalmazok szín-nagyság diagramjainak kozmológiai értelmezése // The Astrophysical Journal. — 2019-01-09. - T. 870 , sz. 2 . - S. 70 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.3847/1538-4357/aaf00d .
↑ 1 2 Csillagászat – Az asztrofizika felemelkedése . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2022. október 13.
↑ Langer N., Kudritzki R.P. A spektroszkópiai Hertzsprung-Russell diagram // Csillagászat és asztrofizika. — 2014-04-01. - T. 564 . - S. A52 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201423374 .

Irodalom

Surdin VG Csillagászat: XXI. század. - 3. kiadás - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
Zasov A. V., Postnov K. A. Általános asztrofizika . - 2. kiadás helyes és további - Fryazino: Vek 2, 2011. - 576 p. — ISBN 978-5-85099-188-3 .
Kononovich E. V., Moroz V. I. A csillagászat általános kurzusa. — 2., javítva. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
Salaris M., Cassisi S. A csillagok és a csillagpopulációk evolúciója . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X .
Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy . - Princeton: Princeton University Press , 1998. - 816 p. - ISBN 978-0-691-23332-1 .
Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 6. kiadás. – Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2016. - 550 p. - ISBN 978-3-662-53045-0 .
Kippenhahn R., Weigert A., Weiss A. Csillagszerkezet és evolúció . — 2. kiadás. - Berlin: Springer, 2013. - 604 p. - ISBN 978-3-642-30304-3 .

Szótárak és enciklopédiák	Nagy katalán Nagy norvég Britannica (online)

Csillagok
Osztályozás	Hiperóriások szuperóriások Fényes óriások Óriások Subgiants Fősorozat csillagok (törpék) szubtörpék fehér törpék hipersebességű csillagok változó csillagok
Csillag alatti objektumok	barna törpe szubbarna törpe Bolygó
Evolúció	Képződés protosztár Csillagtól a fő sorozatig Fő sorozat Óriás ág Vörös óriás ág vízszintes ág vörös megvastagodás kék hurok Az óriások aszimptotikus ága bolygóköd szupernóva fehér törpe kék törpe neutroncsillag Fekete lyuk
Nukleoszintézis	Proton-proton ciklus CNO ciklus hélium villanás Háromszoros hélium reakció Égő szén szén detonáció neon égő égő oxigén Szilícium égés s-folyamat r-folyamat p-folyamat rp folyamat alfa folyamat
Szerkezet	Sejtmag konvektív zóna sugárzó zóna csillagos légkör Fotoszféra Kromoszféra korona Szél Mágneses mező
Tulajdonságok	Abszolút nagyságrend fémesség Színindex Helyes mozgás Spektrális osztály Hatékony hőmérséklet
Kapcsolódó fogalmak	Teljesen fekete test Hertzsprung-Russell diagram Sztár asszociációk csillagrendszerek csillaghalmazok bolygórendszerek Fraunhofer vonalak
Csillagok listája	A legmasszívabb A legnagyobb A legfényesebb a legnagyobb fényerővel A legközelebbi barna törpék A csillagok saját nevei