Diagrama Hertzsprung-Russell

Diagrama Hertzsprung-Russell (Russell , abreviată diagrama G-R ) este o diagramă de dispersie folosită în astronomie , care reprezintă relația dintre magnitudinea absolută și tipul spectral pentru stele , sau între alte mărimi care sunt strâns legate de acești parametri. În orice caz, stele strălucitoare apar în partea de sus a diagramei, iar stele slabe în partea de jos; în partea stângă - stele albastre fierbinți, în dreapta - reci și roșii. Conceptele „diagrama spectru-luminozitate ”, „ diagrama luminozitate-temperatură efectivă ” și altele sunt, de asemenea, folosite ca sinonime pentru termenul principal , deși, mai strict, diferite denumiri se referă la anumite variante ale diagramei.

Punctele corespunzătoare stelelor de pe diagramă nu sunt distribuite uniform, ci concentrate în mai multe zone. Această distribuție reflectă caracteristicile formării stelelor și cursul evoluției lor : poziția unei stele pe diagramă depinde de masa, vârsta și compoziția sa chimică. Cea mai „populată” parte a diagramei este secvența principală , care trece din colțul din stânga sus al diagramei în dreapta jos: este formată din stele, în miezurile cărora are loc arderea nucleară a hidrogenului. Etapa corespunzătoare de evoluție este cea mai lungă, așa că 90% din toate stelele sunt pe secvența principală.

Diagrama poartă numele lui Einar Hertzsprung și Henry Norris Russell , care au construit-o pentru prima dată în diferite versiuni în 1911 și 1913.

Descriere

Diagrama Hertzsprung-Russell (de asemenea Russell, sau abreviată diagrama G-R) este o diagramă de dispersie utilizată în astronomie , care reprezintă relația dintre magnitudinea absolută și tipul spectral pentru stele sau între alte cantități care sunt strâns legate de acești parametri (vezi mai jos ) [1] [2] .

Tipul spectral este reprezentat orizontal sau o cantitate aferentă acestuia: temperatura suprafeței sau indicele de culoare , cu stele din tipurile spectrale timpurii, temperaturi ridicate și culoare albastră care apar în partea stângă a diagramei și tipuri spectrale târzii, temperaturi scăzute și roșu culoare - în partea dreaptă [ 2] [3] [4] .

Mărimea absolută sau luminozitatea este reprezentată vertical pe o scară logaritmică , cu stele strălucitoare în partea de sus a diagramei și stele slabe în partea de jos. În plus, atunci când se construiește o diagramă Hertzsprung-Russell pentru un set de stele cunoscute a fi situate la aceeași distanță, se poate folosi magnitudinea aparentă [3] [4] [5] .

Relația dintre parametrii utilizați

Magnitudinele și luminozitățile stelelor

Mărimea absolută a unei stele este legată de luminozitatea sa totală . Este convenabil să exprimați această relație în unități solare și să folosiți magnitudinea stelară absolută a Soarelui bolometrică (măsurată luând în considerare radiația din toate părțile spectrului ) . Pentru mărimea absolută bolometrică a stelei studiate, dependența ia următoarea formă [6] :

Relația dintre luminozitatea totală și magnitudinea absolută într-o anumită bandă fotometrică - de exemplu, magnitudinea în banda V - include, de asemenea, o corecție bolometrică corespunzătoare , care depinde de temperatura stelei. Această valoare, prin definiție, este egală cu diferența dintre magnitudinea stelară bolometrică și magnitudinea stelară din banda fotometrică dată: . Atunci relația dintre luminozitate și magnitudine arată astfel [6] [7] :

Mărimile stelelor aparente și absolute sunt legate de distanța de la stea la observator. Prin definiție, mărimea absolută a unei stele este egală cu mărimea aparentă pe care ar avea-o steaua dacă ar fi la 10 parsecs distanță . Atunci relația dintre ele este exprimată prin formula [8] :

unde este magnitudinea absolută, este magnitudinea aparentă și este distanța până la stea în parsecs [8] .

Clase spectrale, temperaturi efective și indici de culoare

Spectrul de emisie al unei stele este parțial similar cu spectrul unui corp negru și i se poate aplica legea deplasării lui Wien : cu cât temperatura unui corp negru este mai mare, cu atât lungimea de undă mai scurtă va fi maximul spectrului, iar radiația va avea un indice de culoare mai albastru [9] .

Clasa spectrală a unei stele este determinată de prezența și intensitatea diferitelor linii de absorbție în spectrul stelei, care apar ca urmare a tranzițiilor electronilor între anumite niveluri de energie . Frecvența acestor tranziții și posibilitatea lor depind puternic de temperatură, astfel încât clasa spectrală se dovedește a fi legată și de temperatură [9] .

Astfel, temperatura de la suprafața unei stele, tipul ei spectral și indicele de culoare se dovedesc a fi interdependente [9] . Mai jos este un tabel care arată relația dintre tipul spectral, temperatura efectivă și indicele de culoare B−V pentru stelele din secvența principală [10] .

Relația dintre tipul spectral, temperatura efectivă și indicele de culoare B−V [10] :
Clasa spectrală Temperatura efectivă, K Indicele de culoare 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
Raze stelelor

Poziția unei stele pe diagrama Hertzsprung-Russell reflectă și dimensiunea acesteia, deoarece temperatura efectivă , raza și luminozitatea sunt legate între ele prin legea Stefan-Boltzmann [11] [12] :

unde este constanta Stefan-Boltzmann [11] . Astfel, raza unei stele este exprimată în termeni de temperatură și luminozitate după cum urmează [13] :

unde sunt raza , temperatura și, respectiv, luminozitatea Soarelui. De asemenea, este obișnuit să se reprezinte logaritmul razei în termeni de cantități corespunzătoare și să se utilizeze unități solare pentru rază și luminozitate, adică [13] :

Vedere a diagramei și legătura cu evoluția stelelor

În diagrama Hertzsprung-Russell, stelele nu sunt distribuite uniform, ci sunt concentrate în principal în mai multe zone. Această distribuție reflectă caracteristicile formării stelelor și cursul evoluției lor : masa, compoziția chimică și vârsta unei stele determină poziția acesteia pe diagrama Hertzsprung-Russell [1] [12] .

Clasele de luminozitate și zonele de pe diagramă

Pe diagrama Hertzsprung-Russell, stelele formează secvențe numite clase de luminozitate , dintre care cea mai notabilă este secvența principală (vezi mai jos ). În fiecare clasă de luminozitate există o anumită relație între culoare și luminozitate [1] [14] .

Clasele de luminozitate sunt indicate cu cifre romane. Următoarele sunt principalele clase de luminozitate în ordinea descrescătoare a luminozității [14] [15] [16] :

În cazuri rare, se distinge clasa a VIII-a de luminozitate, căreia îi aparțin nucleele nebuloaselor planetare , transformându-se în pitice albe [17] . Pe lângă clasele de luminozitate descrise, mai pot fi distinse și alte zone de pe diagramă [18] .

Secvența principală și subpitici

Marea majoritate a stelelor - aproximativ 90%, inclusiv Soarele , sunt în secvența principală - o bandă diagonală care merge din colțul din stânga sus al diagramei până în dreapta jos, adică de la stele luminoase și fierbinți din clasa spectrală O pentru a răci și estompa stelele din clasa M [1 ] [11] [14] [19] . Luminozitățile stelelor din secvența principală variază de la 10 −4 la 10 6 L ⊙ (și, în consecință, magnitudinele stelelor absolute - de la −6 m la +16 m [20] ), iar temperaturile - de la 3 la 50 mii K [21] [22] . Indiferent de dimensiunea lor, stelele din secvența principală sunt denumite în mod obișnuit „ pitici ” - de exemplu, pitici roșii și pitici galbeni . Cu toate acestea, nu toate stelele numite pitice aparțin secvenței principale: de exemplu, piticele albe sau piticele maro nu sunt stele din secvența principală [23] [24] .

Pe secvența principală există stele care ard hidrogen în nucleele lor - aceasta este cea mai lungă etapă de evoluție, care este motivul pentru populația acestei regiuni, în plus, în timpul petrecut pe secvența principală, parametrii stelei schimba putin. Poziția unei stele pe ea depinde în principal de masa stelei și, mult mai slab, de vârsta și compoziția chimică. Cu cât masa unei stele este mai mare, cu atât temperatura și luminozitatea acesteia sunt mai mari și cu atât este mai mare în secvența principală. Partea inferioară a secvenței principale este mult mai populată decât partea superioară, deoarece stele mai masive se formează în număr mai mic și evoluează mai repede, părăsind secvența principală [1] [25] .

Subpiticii formează o secvență care se desfășoară de-a lungul secvenței principale, în clase spectrale de la A la M , dar sub aceasta cu aproximativ 1,5 m [14] . La fel ca stelele din secvența principală, subpiticii ard hidrogenul în nucleele lor, dar au o abundență mai mică de elemente grele [26] .

Uriași și subgiganți

Giganții sunt stele mari care sunt situate deasupra secvenței principale pe diagrama Hertzsprung-Russell [27] . Cea mai vizibilă ramură a giganților din clasele spectrale G , K , M : în aceste clase spectrale, stelele sunt clar împărțite în pitici de secvență principală și stele gigantice [28] . De exemplu, pentru stelele gigantice aflate în tranziția de la clasa spectrală G0 la clasa M5, luminozitatea crește în medie de la 30 la 1000 L ⊙ , în timp ce pentru stelele din secvența principală din aceleași clase spectrale, luminozitatea scade de la 1,5 la 0,01 L ⊙ . [29] . Giganții de tipuri spectrale K și M constituie un subtip cunoscut sub numele de giganți roșii [30] . Subgiganții sunt stele care, pe diagrama Hertzsprung-Russell, ocupă o regiune intermediară între secvența principală și giganți [31] .

Stelele cad în regiunea subgiganților, iar apoi - giganți, după ce hidrogenul este epuizat în miezul stelei , nucleul devine complet heliu , iar arderea nucleară a hidrogenului continuă în sursa stratului. Puterea de eliberare a energiei crește și odată cu ea și luminozitatea; straturile exterioare ale stelei se extind, temperatura stelei scade, prin urmare, pe diagrama Hertzsprung-Russell, se deplasează în sus și spre dreapta, căzând în regiunea giganților roșii [32] . Granița dintre etapele subgigant și gigant este considerată a fi răspândirea zonei convective pe întreaga anvelopă a stelei: în stadiul subgigant, straturile exterioare ale stelei nu sunt încă complet convective [33] . Stele mai masive pot deveni giganți albaștri atunci când au părăsit deja secvența principală și sunt pe cale să devină o supergigantă - pentru ele, această etapă de evoluție este similară cu stadiul subgigant pentru stelele mai puțin masive [34] .

Giganții trec prin mai multe etape de evoluție, fiecare dintre ele corespunzând unor zone de pe diagramă [35] :

  • Ramura gigant roșie se desfășoară în clasele spectrale K și M cu o creștere rapidă a luminozității către clasele târzii, până la o magnitudine absolută de -3m , astfel încât este situat aproape vertical pe diagramă. În această etapă, nu au loc reacții în nucleele stelelor, iar arderea nucleară a hidrogenului are loc într-un înveliș din jurul nucleului [20] [35] .
  • Ramura orizontală se desfășoară orizontal în apropiere de magnitudinea absolută 0 m , cu o mare răspândire de tipuri spectrale. Stelele ramificate orizontale ard heliu la miezul lor. O ramură orizontală cu drepturi depline este observată în sistemele care sunt sărace în elemente grele; pentru sistemele cu un conținut ridicat de metale, în special, în vecinătatea Soarelui, se observă doar o parte roșie destul de dens populată a ramurii orizontale, numită cluster roșu [20] [19] . O fâșie de instabilitate trece printr-o parte a ramurii orizontale - o regiune în care stelele sunt supuse pulsațiilor , prin urmare unele stele ale ramurii orizontale sunt, de asemenea, variabile RR Lyrae [36] .
  • Ramura gigant asimptotică merge de la ramura orizontală până la vârful ramurii gigant roșu. Stelele aflate în stadiul corespunzătoare de evoluție au epuizat deja heliul din miez, iar arderea heliului are loc în învelișul din jurul nucleelor ​​acestor stele [35] .

Stelele, în special cele masive, petrec puțin timp în stadiul subgigant. Din acest motiv, pe diagrama Hertzsprung-Russell, regiunea în care ar trebui situate subgiganții de masă intermediară și mare nu este foarte populată, iar, de exemplu, pe diagrama Hertzsprung-Russell pentru stelele din vecinătatea Soarelui, există este un decalaj între secvența principală și ramura uriașă, cunoscut sub numele de decalajul Hertzsprung . În același timp, de exemplu, în diagramele pentru grupurile de stele globulare, ramura subgiganților este clar vizibilă [33] [37] .

Supergiants

Supergiganții sunt cele mai strălucitoare dintre toate stele, cu luminozități variind de la zeci de mii la milioane de luminozități solare , iar magnitudinea lor absolută variază în medie de la -4 m la -8 m [38] [39] [40] . Pe diagrama Hertzsprung-Russell, aceste stele ocupă partea superioară [14] .

Stelele masive devin supergiganți după ce hidrogenul este epuizat în adâncurile lor: arderea hidrogenului continuă într-o sursă de strat, iar reacțiile nucleare încep să aibă loc în miez cu participarea unor elemente din ce în ce mai grele. Straturile exterioare ale stelei se extind și se răcesc, iar steaua, mișcându-se spre dreapta de-a lungul diagramei, devine o supergigantă: mai întâi albastru , apoi roșu [39] [41] , dar dacă steaua își pierde masa, atunci poate deveni o supergigant albastră [38] .

Pitici albe

Piticele albe sunt stele cu temperaturi relativ ridicate, dar cu o rază mică, motiv pentru care au luminozități mici și sunt situate în colțul din stânga jos al diagramei. Cu aceleași tipuri spectrale, piticele albe sunt cu aproximativ 10 m mai slabe decât stelele din secvența principală [1] [42] .

Stelele cu mase de până la câteva mase solare devin pitice albe la sfârșitul vieții. După ce o stea aflată în stadiul de gigantă roșie rămâne fără material pentru reacții nucleare, își aruncă învelișurile exterioare. Din materia ejectată ia naștere o nebuloasă planetară , în centrul căreia rămâne fostul nucleu al stelei, care are o temperatură foarte ridicată - acest nucleu devine o pitică albă. Piticile albe cheltuiesc energia termică stocată în interiorul lor pe radiații, se răcesc treptat și se estompează [4] [43] .

Chenarele diagramei

Limita Humphrey-Davidson

Diagrama Hertzsprung-Russell este delimitată de sus de limita Humphreys - Davidson , cunoscută și sub denumirea de limita de Jager , peste care nu se observă stelele stabile care nu prezintă variabilitate . Pentru supergiganții roșii, luminozitatea limită este de aproximativ 3⋅10 5 L ⊙ , crește odată cu creșterea temperaturii, iar pentru supergiganții albastre este de 1,6⋅10 6 L ⊙ [44] [45] . Aparent, atunci când luminozitatea este prea mare, steaua începe să piardă rapid din masă, dar mecanismul exact care duce la apariția unei astfel de limite este necunoscut [46] [47] [48] .   

Linia Hayashi

Zona din diagramă care poate conține giganți roșii este delimitată în dreapta de linia Hayashi . Dacă steaua este omogenă din punct de vedere chimic și acoperită complet de convecție , atunci gradientul de temperatură din interiorul ei este egal cu gradientul adiabatic . Apoi, temperatura suprafeței stelei este legată de masa sa, de compoziția chimică și depinde slab de luminozitate. La o masă și o compoziție chimică fixă, rămâne o relație între temperatură și luminozitate, care pe diagrama Hertzsprung-Russell va lua forma unei linii aproape verticale - linia Hayashi. Liniile Hayashi, de regulă, sunt situate în regiunea diagramei cu temperaturi de 3000–5000 K , iar regiunea din dreapta lor este numită zonă interzisă [49] [45] .

Cu aceeași masă, luminozitate și compoziție chimică, o stea poate avea și o temperatură mai mare decât cea dată de pista Hayashi: atunci gradientul mediu de temperatură în ea este sub cel adiabatic și trebuie să existe regiuni în care convecția este absentă în aceasta. Cu toate acestea, o stea nu poate avea o temperatură mai scăzută. Dacă ne imaginăm că temperatura de suprafață a stelei a ajuns sub limita Hayashi, atunci gradientul mediu de temperatură în ea va fi mai mare decât gradientul adiabatic. Acest lucru va duce la o convecție puternică în interiorul stelei, energia va fi transferată eficient la suprafața acesteia și temperatura va crește până când gradientul său va deveni din nou adiabatic, iar steaua se va întoarce pe traseul Hayashi [49] .

Vizualizare diagramă pentru diferite mostre de stele

Diagramele Gerushsprung-Russell construite pentru mostre de stele compilate în funcție de diferite caracteristici diferă considerabil. De exemplu, o diagramă pentru un cluster de stele globulare arată diferit de o diagramă construită pentru stele apropiate de Soare [4] [28] .

Cele mai apropiate stele și cele mai strălucitoare stele

Când se analizează diagrama Gerushsprung-Russell, este necesar să se țină cont de posibila influență a prejudecății de selecție . Astfel, stelele mai strălucitoare pot fi detectate la distanțe mai mari decât cele mai slabe și sunt mai probabil să cadă într-un anumit eșantion de stele. Din această cauză, diagrama construită pentru stelele din apropiere diferă semnificativ de diagrama pentru stelele care arată strălucitoare - în primul caz, stelele gigantice și stelele luminoase din secvența principală practic nu intră în diagramă, deși sunt prezente în al doilea caz [ 28] .

Ciorchine de stele

Chiar dacă distanța până la clusterul stelar este necunoscută, atunci se poate presupune că toate stelele sunt la aceeași distanță, prin urmare, pentru stelele clusterului, diferența dintre magnitudinea aparentă și absolută a stelelor este aceeași, iar tu poate construi o diagramă folosind mărimile stelelor aparente ale stelelor. Astfel, erorile în determinarea distanței până la stelele individuale nu afectează estimarea mărimii lor, în plus, stelele din cluster sunt destul de uniforme ca caracteristici, astfel încât pe diagrama Gerushsprung-Russell pentru cluster, este posibil să se clarifice distinge diferite regiuni [50] . Apariția diagramei Gerushsprung-Russell pentru majoritatea clusterelor de stele indică faptul că stelele dintr-un singur cluster au aceeași compoziție chimică și aceeași vârstă, adică s-au format aproape simultan. Cu alte cuvinte, stelele aceluiași grup de pe diagrama Gerushsprung-Russell sunt situate lângă o anumită izocronă (vezi mai jos ). Analiza diagramelor observate, precum și compararea lor cu izocronele calculate teoretic, face posibilă determinarea vârstei și metalicității clusterului, precum și distanța până la acesta [51] .

Construcția diagramei Hertzsprung-Russell pentru clusterele globulare este complicată de concentrația mare de stele în interiorul acestor obiecte, deoarece stelele apropiate unele de altele pot fi ușor confundate cu un singur obiect. Pentru clusterele deschise , această problemă este mai puțin acută, deoarece stelele din ele nu sunt atât de dens împachetate. Cu toate acestea, apropierea unor astfel de obiecte de discul Galaxiei duce la faptul că stelele de câmp sunt adesea situate pe fundalul clusterului, în plus, aspectul clusterului este afectat de extincția interstelară [52] .

clustere globulare

În clusterele globulare , secvența principală este limitată de sus de o luminozitate relativ scăzută și trece în ramura subgigant , care este legată de secvența principală printr -un punct de cotitură . În același timp, stele din partea superioară a secvenței principale sunt observate și în vecinătatea Soarelui. Aceasta înseamnă că stelele din clustere globulare sunt vechi, deoarece doar stelele tinere pot fi în partea superioară a secvenței principale. În plus, în clusterele globulare, ramura subgigant este destul de îngustă: această caracteristică indică faptul că toate stelele care au fost situate inițial pe secvența principală puțin deasupra punctului de cotitură părăsesc secvența principală în același timp [53] . Un număr mic de stele din secvența principală de deasupra punctului de cotitură - rătăcitori albaștri - se explică prin fuziuni de stele sau prin schimbul de mase între ele [54] . În plus, datorită conținutului scăzut de metale, secvența principală în clusterele globulare este mai mică decât, de exemplu, în clusterele deschise [55] .

Aceeași ramură de subgiganți din partea superioară trece în ramura de giganți roșii . În plus, ramura orizontală este clar vizibilă în diagrama Gerushsprung-Russell pentru clusterele de stele globulare , ramura gigant asimptotică și piticele albe slabe sunt adesea observate [56] [57] .

Deschide clustere

Ciorchinii de stele deschise au, de asemenea, o secvență principală și, spre deosebire de clusterele globulare, acesta atinge luminozități mai mari, ceea ce este asociat cu o vârstă mai tânără a stelelor în clustere deschise - deși lipsește și partea cea mai strălucitoare a secvenței principale [58] .

O altă caracteristică este împrăștierea mare în pozițiile stelelor din partea inferioară a secvenței principale: împrăștierea observată nu poate fi explicată prin erori de observație și se datorează faptului că unele stele nu au ajuns încă în secvența principală după formare [58] .

Stelele din partea superioară a secvenței principale evoluează destul de repede, astfel încât regiunea în care se află stelele aflate în stadiile târzii ale evoluției este de obicei slab populată în clustere deschise. Secvența de stele se poate termina brusc la punctul de cotitură, spre deosebire de clusterele globulare, unde trece în ramura subgigant, iar în diagramă se poate observa un decalaj Hertzsprung [59] .

Urme evolutive și izocroni

Evoluția stelelor duce la o modificare a parametrilor lor externi în timp. Această schimbare poate fi descrisă convenabil folosind diagrama Hertzsprung-Russell: calea pe care o parcurge o stea de-a lungul diagramei în timpul vieții sale se numește o cale evolutivă [60] . În cele mai multe cazuri, aceste modificări ale parametrilor stelei apar prea încet pentru a fi observate [61] .

Cel mai simplu model al populației stelare din punct de vedere al evoluției presupune că stelele din ea s-au format în același timp din aceeași substanță și diferă doar în masă. Deoarece stelele de mase diferite evoluează în ritmuri diferite, la aceeași vârstă ele pot fi în stadii evolutive diferite. Acest model, în ciuda simplității sale, descrie bine grupurile de stele (vezi mai sus ) și unele galaxii . În cadrul unui astfel de model, pe diagrama Hertzsprung-Russell, stelele ar trebui să se alinieze de-a lungul unei curbe numită izocronă [51] .

Analiza diagramei Hertzsprung-Russell observate, de exemplu, pentru un grup de stele și compararea acestuia cu izocronii calculate teoretic face posibilă determinarea vârstei și metalității acestuia , precum și a distanței până la acesta [62] .

Stele variabile pe diagramă

Stelele variabile - cele despre care s-a constatat că se schimbă în luminozitate aparentă în timp - sunt împărțite într-un număr mare de tipuri, stelele de unele tipuri ocupând anumite locuri pe diagrama Hertzsprung-Russell. De exemplu, banda de instabilitate este o zonă de pe diagramă care conține stele variabile de mai multe tipuri, în special, variabile Cefeide și RR Lyrae care au jucat un rol important în astronomie . La o anumită combinație între temperatura suprafeței stelei și luminozitatea acesteia, care corespunde poziției pe banda de instabilitate, steaua devine supusă pulsațiilor și luminozitatea ei începe să fluctueze [63] [64] .

Variante de diagramă

Ca sinonime pentru termenul „diagrama Hertzsprung-Russell” pot fi utilizate concepte precum „spectrul - diagrama de luminozitate”, „diagrama de luminozitate - temperatura efectivă” și unele altele. În același timp, diagrama Hertzsprung-Russell poate fi numită diferitele sale variante cu parametri diferiți de-a lungul axelor [2] [5] . Totuși, mai strict, se folosesc diferite denumiri pentru diferitele variante de diagramă utilizate [3] .

  • Diagrama Hertzsprung-Russell este din punct de vedere istoric prima versiune a diagramei, numită după oamenii de știință care au construit-o pentru prima dată independent (vezi mai jos ). Mărimea absolută și tipul spectral au fost reprezentate de-a lungul axelor acestei diagrame , cu toate acestea, tipul spectral este o valoare discretă , astfel încât opțiunile în care tipul spectral este schimbat la un parametru continuu sunt acum mai utilizate pe scară largă [3] .
  • La procesarea datelor observaționale, cel mai adesea este reprezentată o diagramă, de-a lungul axelor căreia sunt reprezentate mărimea stelară absolută (sau vizibilă, dacă se știe că stelele sunt situate la aceeași distanță) și indicele de culoare. Această opțiune se numește diagramă culoare-magnitudine [3] .
  • În calculele teoretice, cel mai convenabil este să folosiți o diagramă de-a lungul axelor căreia temperatura efectivă și luminozitatea sunt reprezentate pe o scară logaritmică: această opțiune se numește diagrama teoretică culoare-magnitudine [3] .

Deoarece stelele de același tip spectral și clasă de luminozitate au aceleași culori, temperaturi efective și luminozități, aceste trei tipuri de diagrame se dovedesc a fi echivalente între ele. Totuși, pentru a realiza o conversie cantitativă a diagramelor de un tip în altul, este necesar să se cunoască cu bună acuratețe relația dintre temperatura efectivă, corecția bolometrică și clasa spectrală [3] .

Grafice similare

  • Pe diagrama culoare-culoare, doi indicatori de culoare diferiți sunt reprezentați de-a lungul axelor . Pozițiile stelelor din diferite clase spectrale și clase de luminozitate pe diagrame similare diferă de asemenea [65] .
  • O diagramă în care, în loc de stele individuale, densitatea spațială a stelelor este notă în poziția corespunzătoare pe diagrama Hertzsprung-Russell, în funcție de aceasta, se numește diagrama Hess[66] [67] .
  • Diagrama culoare-magnitudine poate fi folosită și pentru galaxii în același mod ca și pentru stele. Ca și în diagrama Hertzsprung-Russell, regiunile mai mult și mai puțin populate se disting pentru galaxii într-o diagramă similară [68] .

Explorând

În 1905, astronomul danez Einar Hertzsprung a descoperit că stelele pot fi împărțite în două clase în funcție de raza lor: pitici și giganți. El, în 1911, împreună cu omul de știință german Hans Rosenberga construit mai întâi o diagramă „indice de culoare – magnitudine aparentă” pentru stelele din Hiade și Pleiade . Astronomul american Henry Norris Russell a construit în 1913 o diagramă „clasă spectrală – magnitudine absolută” pentru stelele apropiate de Soare. Diagrama Hertzsprung-Russell poartă numele acestor doi oameni de știință [1] . Diagramele au dezvăluit secvența principală , precum și o regiune separată locuită de giganți roșii . Mai târziu, a fost descoperită și o secvență de pitice albe [69] .

Diagrama Hertzsprung-Russell a devenit ulterior un instrument important în studiul evoluției stelare [69] . Nu și-a pierdut semnificația nici în secolul XXI [70] .

Note

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Diagrama Mironov A.V. Hertzsprung - Russell . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat: 6 septembrie 2022.
  2. ↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , p. 146-148.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Binney, Merrifield, 1998 , pp. 102-103.
  4. ↑ 1 2 3 4 Diagrama Hertzsprung-Russell  (engleză) . Enciclopedia Britannica . Preluat: 6 septembrie 2022.
  5. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 376.
  6. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 374-375.
  7. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 59-60.
  8. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 373-374.
  9. ↑ 1 2 3 Culori, temperaturi și tipuri spectrale de stele . Universitatea de Stat din Pennsylvania . Data accesului: 15 septembrie 2022.
  10. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 378-379.
  11. ↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , p. 148-149.
  12. ↑ 1 2 Zasov, Postnov, 2011 , p. 152.
  13. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 380.
  14. ↑ 1 2 3 4 5 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 377.
  15. ↑ Surdin, 2015 , p. 148-150.
  16. ↑ Yungelson L. R. Clasele de luminozitate . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 16 aprilie 2021. Arhivat din original la 16 aprilie 2021.
  17. ↑ Surdin, 2015 , p. 150.
  18. ↑ Darling D. Diagrama Hertzsprung-Russell . Internet Enciclopedia Științei . Preluat: 14 septembrie 2022.
  19. ↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , p. 103.
  20. ↑ 1 2 3 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71-73. Cambridge University Press . Preluat la 1 aprilie 2021. Arhivat din original la 29 decembrie 2010.
  21. ↑ Surdin, 2015 , p. 151.
  22. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Stele: structura, viața și moartea lor . Secvența principală . Astronet . Preluat la 1 aprilie 2021. Arhivat din original la 29 iunie 2020.
  23. ↑ Mironov A. V. Secvență principală . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 3 aprilie 2021. Arhivat din original la 17 aprilie 2021.
  24. ↑ Dragă D. Steaua pitică . Internet Enciclopedia Științei . Consultat la 3 aprilie 2021. Arhivat din original pe 7 februarie 2022.
  25. ↑ Surdin, 2015 , p. 148-152.
  26. ↑ Yungelson L.R. Subpitici . Marea Enciclopedie Rusă . Data accesului: 17 septembrie 2022.
  27. ↑ Steaua  uriașă . Enciclopedia Britannica . Preluat: 14 septembrie 2022.
  28. ↑ 1 2 3 Karttunen și colab., 2016 , p. 236.
  29. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , p. 110.
  30. ↑ Yungelson L. R. Giganți și supergiganți roșii . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat: 14 septembrie 2022.
  31. ↑ David Darling. subgigant . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 9 februarie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021.
  32. ↑ Surdin, 2015 , p. 152.
  33. ↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , p. 265.
  34. ↑ Dragul D. Gigantul albastru . Internet Enciclopedia Științei . Preluat: 14 septembrie 2022.
  35. ↑ 1 2 3 Karttunen și colab., 2016 , pp. 236, 269-270.
  36. ↑ Karttunen și colab., 2016 , pp. 236, 269-270, 303.
  37. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 142.
  38. ↑ 12 Dragă D. Supergiant . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 23 martie 2021. Arhivat din original la 7 ianuarie 2018.
  39. ↑ 1 2 Yungelson L. R. Supergiants . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 23 martie 2021. Arhivat din original la 9 mai 2021.
  40. ↑ Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics  (ing.) 65-73. Cambridge University Press . Preluat la 23 martie 2021. Arhivat din original la 29 decembrie 2010.
  41. ↑ Surdin, 2015 , p. 154-155, 159-161.
  42. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 418.
  43. ↑ Blinnikov S.I. Pitici albi . Marea Enciclopedie Rusă . Data accesului: 17 septembrie 2022.
  44. ↑ de Jager C. Limita de stabilitate a fotosferelor hipergiante.  // Astronomie și astrofizică. - 1984-09-01. - T. 138 . — S. 246–252 . — ISSN 0004-6361 .
  45. ↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , pp. 274-275.
  46. ↑ Glatzel W., Kiriakidis M. Stability of Massive Stars and the Humphreys / 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 .
  47. ↑ Weis K., Duschl WJ Flux din și asimetrii în nebuloasa din jurul candidatului LBV Sk-69°279  // Astronomie și Astrofizică. — 2002-10-01. - T. 393 . — S. 503–510 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20021047 .
  48. ↑ Higgins ER, Vink JS Investigație teoretică a limitei Humphreys-Davidson la metalitate ridicată și scăzută  // Astronomie și Astrofizică. — 2020-03-01. - T. 635 . - S. A175 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201937374 .
  49. ↑ 1 2 Kippenhahn et al., 2013 , pp. 271-278.
  50. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 103-104.
  51. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , p. 259.
  52. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 332-334, 381.
  53. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 335-336.
  54. ↑ Darling D. Blue staggler . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 12 ianuarie 2022. Arhivat din original la 15 ianuarie 2022.
  55. ↑ Karttunen și colab., 2016 , p. 364.
  56. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , p. 334.
  57. ↑ Moehler S., Bono G. Pitici albe în aglomerări globulare . - 01-06-2008.
  58. ↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , pp. 381-382.
  59. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 383-384.
  60. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , p. 110.
  61. ↑ Karttunen și colab., 2016 , p. 299.
  62. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 259-314.
  63. ↑ Karttunen și colab., 2016 , pp. 299-308.
  64. ↑ Stele variabile . Universitatea Penn State . Data accesului: 12 octombrie 2022.
  65. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 108-109.
  66. ↑ Ochsenbein F. Diagrama Hess din partea superioară a diagramei HR . — 1983.
  67. ↑ Hessdiagram . Un dicționar etimologic de astronomie și astrofizică . Preluat: 9 octombrie 2022.
  68. ↑ Sciarratta M., Chiosi C., D'Onofrio M., Cariddi S. Cosmological Interpretation of the Color–Magnitude Diagrams of Galaxy Clusters  // The Astrophysical Journal. — 2019-01-09. - T. 870 , nr. 2 . - S. 70 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.3847/1538-4357/aaf00d .
  69. ↑ 1 2 Astronomie - Ascensiunea  astrofizicii . Enciclopedia Britannica . Preluat: 13 octombrie 2022.
  70. ↑ Langer N., Kudritzki R.P. Diagrama spectroscopică Hertzsprung-Russell  // Astronomie și Astrofizică. — 01-04-2014. - T. 564 . - S. A52 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201423374 .

Literatură

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii