Hertzsprung-Russell diagram

Hertzsprung-Russell-diagrammet (Russell , forkortet G-R- diagram ) er et scatterplot , der bruges i astronomi , og som repræsenterer forholdet mellem den absolutte størrelse og spektraltypen for stjerner , eller mellem andre størrelser, der er tæt knyttet til disse parametre. Under alle omstændigheder vises lyse stjerner øverst i diagrammet, og svage stjerner nederst; på venstre side - varme blå stjerner, til højre - kolde og røde. Som synonymer for hovedbegrebet er begreberne " spektrum-luminositetsdiagram ", "lysstyrkeeffektive temperaturdiagram og andre, selvom mere strengt forskellige navne henviser til visse varianter af diagrammet.

Punkterne svarende til stjernerne på diagrammet er ikke jævnt fordelt, men koncentreret i flere områder. Denne fordeling afspejler træk ved dannelsen af stjerner og forløbet af deres udvikling : en stjernes position på diagrammet afhænger af dens masse, alder og kemiske sammensætning. Den mest "befolkede" del af diagrammet er hovedsekvensen , der går fra det øverste venstre hjørne af diagrammet til nederste højre: det er dannet af stjerner, i hvis kerner kerneforbrænding af brint finder sted. Det tilsvarende udviklingsstadium er det længste, så 90 % af alle stjerner er på hovedsekvensen.

Diagrammet er opkaldt efter Einar Hertzsprung og Henry Norris Russell , som først byggede det i forskellige versioner i 1911 og 1913.

Beskrivelse

Hertzsprung-Russell-diagram (også Russell, eller forkortet G-R-diagram) er et scatterplot brugt i astronomi , som repræsenterer forholdet mellem absolut størrelse og spektraltype for stjerner , eller mellem andre størrelser, der er tæt forbundet med disse parametre (se nedenfor ) [1] [2] .

Spektraltypen er afbildet horisontalt eller en mængde relateret til den: overfladetemperatur eller farveindeks , med stjerner af tidlige spektraltyper, høje temperaturer og blå farve vises i venstre side af diagrammet, og sene spektraltyper, lave temperaturer og rød farve - på højre side [ 2] [3] [4] .

Den absolutte størrelse eller lysstyrke er plottet lodret på en logaritmisk skala med klare stjerner øverst på diagrammet og svage stjerner nederst. Når man konstruerer et Hertzsprung-Russell-diagram for et sæt stjerner, der vides at være placeret i samme afstand, kan man desuden bruge den tilsyneladende størrelsesorden [3] [4] [5] .

Forholdet mellem anvendte parametre

Stjernestørrelser og lysstyrker

En stjernes absolutte størrelse er relateret til dens samlede lysstyrke . Det er praktisk at udtrykke dette forhold i solenheder og bruge Solens bolometriske (målt under hensyntagen til stråling i alle dele af spektret) absolutte stjernestørrelse . For den bolometriske absolutte størrelse af den undersøgte stjerne tager afhængigheden følgende form [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 }).

Forholdet mellem total lysstyrke og absolut størrelse i et bestemt fotometrisk bånd - for eksempel størrelsen i V-båndet - inkluderer også en tilsvarende bolometrisk korrektion , som afhænger af stjernens temperatur. Denne værdi er per definition lig med forskellen mellem den bolometriske stjernestørrelse og stjernestørrelsen i det givne fotometriske bånd: . Så ser forholdet mellem lysstyrke og størrelse sådan ud [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 }).

De tilsyneladende og absolutte stjernestørrelser er relateret til afstanden fra stjernen til observatøren. Per definition er den absolutte størrelse af en stjerne lig med den tilsyneladende størrelse, som stjernen ville have, hvis den var 10 parsec væk . Så er forholdet mellem dem udtrykt ved formlen [8] :

M=m+5-5\lg r,

hvor er den absolutte størrelse, er den tilsyneladende størrelse og er afstanden til stjernen i parsec [8] . $M$ $m$ $r$

Spektralklasser, effektive temperaturer og farveindeks

En stjernes emissionsspektrum ligner til dels spektret af et sort legeme, og Wiens forskydningslov kan anvendes på det : Jo højere temperatur et sort legeme er, jo kortere bølgelængder vil være maksimum af spektret, og strålingen vil have et mere blåt farveindeks [9] .

En stjernes spektralklasse bestemmes af tilstedeværelsen og intensiteten af forskellige absorptionslinjer i stjernens spektrum, som opstår som følge af elektronovergange mellem bestemte energiniveauer . Hyppigheden af disse overgange og deres mulighed afhænger i høj grad af temperaturen, så spektralklassen viser sig også at være relateret til temperaturen [9] .

Temperaturen på overfladen af en stjerne, dens spektraltype og farveindeks viser sig således at hænge sammen [9] . Nedenfor er en tabel, der viser forholdet mellem spektraltype, effektiv temperatur og B−V farveindeks for hovedsekvensstjerner [10] .

Forholdet mellem spektraltype, effektiv temperatur og farveindeks B−V [10] :

Spektral klasse	Effektiv temperatur, K	Farveindeks B−V , m
O5	40.000	-0,35
B0	28.000	-0,31
B5	15500	-0,17
A0	10.000	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

Stjerneradier

Positionen af en stjerne på Hertzsprung-Russell-diagrammet afspejler også dens størrelse, da den effektive temperatur , radius og lysstyrke er relateret til hinanden af Stefan-Boltzmann-loven [11] [12] : $T_{\text{eff))$ $R$ $L$

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

hvor er Stefan-Boltzmann konstanten [11] . En stjernes radius er således udtrykt i temperatur og lysstyrke som følger [13] : $\sigma$

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

hvor er henholdsvis solens radius , temperatur og lysstyrke. Det er også almindeligt at repræsentere logaritmen af radius i form af de tilsvarende mængder og bruge solenheder til radius og lysstyrke, det vil sige [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}}}}.

Visning af diagrammet og sammenhæng med stjernernes udvikling

I Hertzsprung-Russell-diagrammet er stjernerne ikke jævnt fordelt, men er hovedsageligt koncentreret i flere områder. Denne fordeling afspejler træk ved dannelsen af stjerner og forløbet af deres udvikling : en stjernes masse, kemiske sammensætning og alder bestemmer dens position på Hertzsprung-Russell-diagrammet [1] [12] .

Lysstyrkeklasser og områder på diagrammet

På Hertzsprung-Russell-diagrammet danner stjerner sekvenser kaldet lysstyrkeklasser , hvoraf den mest bemærkelsesværdige er hovedsekvensen (se nedenfor ). I hver klasse af lysstyrke er der et vist forhold mellem farve og lysstyrke [1] [14] .

Lysstyrkeklasser er angivet med romertal. Følgende er de vigtigste lysstyrkeklasser i rækkefølge efter faldende lysstyrke [14] [15] [16] :

I - supergiganter . Der er flere underklasser:
- 0, Ia-0 eller Ia + er de lyseste supergiganter eller hypergiganter .
- Ia er lyse supergiganter.
- Iab er normale supergiganter.
- Ib er supergiganter med lav lysstyrke.
II - lyse kæmper .
III - kæmper .
IV - undergiganter .
V er hovedsekvensstjerner .
VI - underdværge .
VII - hvide dværge .

I sjældne tilfælde skelnes der fra lysstyrkeklasse VIII, som planetariske stjernetåger tilhører , der bliver til hvide dværge [17] . Ud over de beskrevne lysstyrkeklasser kan der også skelnes andre områder på diagrammet [18] .

Hovedsekvens og underdværge

Langt de fleste stjerner - omkring 90 %, inklusive Solen , er på hovedsekvensen - en diagonal stribe, der løber fra diagrammets øverste venstre hjørne til nederste højre, det vil sige fra lyse og varme stjerner af spektralklasse O at afkøle og dæmpe stjerner i klasse M [1 ] [11] [14] [19] . Stjernernes lysstyrke på hovedsekvensen varierer fra 10 −4 til 10 6 L ⊙ (og følgelig de absolutte stjernestørrelser - fra -6 m til +16 m [20] ) og temperaturer - fra 3 til 50 tusinde K [21] [22] . Uanset deres størrelse omtales hovedsekvensstjerner almindeligvis som " dværge " - for eksempel røde dværge og gule dværge . Det er dog ikke alle stjerner, der kaldes dværge, som hører til hovedsekvensen: For eksempel er hvide dværge eller brune dværge ikke hovedsekvensstjerner [23] [24] .

På hovedsekvensen er der stjerner, der brænder brint i deres kerner - dette er det længste evolutionsstadium, hvilket er årsagen til befolkningen i denne region, derudover, i løbet af den tid, der bruges på hovedsekvensen, stjernens parametre ændre lidt. Placeringen af en stjerne på den afhænger hovedsageligt af stjernens masse og, meget svagere, af alderen og den kemiske sammensætning. Jo større massen af en stjerne er, jo større er dens temperatur og lysstyrke, og jo højere er den på hovedsekvensen. Den nederste del af hovedsekvensen er meget mere befolket end den øvre del, fordi mere massive stjerner dannes i færre antal og udvikler sig hurtigere og forlader hovedsekvensen [1] [25] .

Underdværge danner en sekvens, der løber langs hovedsekvensen, i spektralklasser fra A til M , men under den med omkring 1,5 m [14] . Ligesom hovedsekvensstjerner brænder underdværge brint i deres kerne, men har en lavere overflod af tunge grundstoffer [26] .

Kæmper og undergiganter

Kæmper er store stjerner, der er placeret over hovedsekvensen på Hertzsprung-Russell-diagrammet [27] . Den mest bemærkelsesværdige gren af kæmper i spektralklasserne G , K , M : i disse spektralklasser er stjernerne tydeligt opdelt i hovedrækkefølgedværge og kæmpestjerner [28] . For eksempel for kæmpestjerner i overgangen fra spektralklassen G0 til klasse M5 stiger lysstyrken i gennemsnit fra 30 til 1000 L ⊙ , mens lysstyrken for hovedsekvensstjerner i samme spektralklasser falder fra 1,5 til 0,01 L ⊙ [29] . Jætter af spektraltyperne K og M udgør en undertype kendt som røde giganter [30] . Undergiganter er stjerner, der på Hertzsprung-Russell-diagrammet indtager et mellemområde mellem hovedsekvensen og kæmper [31] .

Stjerner falder ind i subgiganternes område, og derefter - efter at brint er opbrugt i stjernens kerne, bliver kernen fuldstændig til helium , og den nukleare forbrænding af brint fortsætter i lagkilden. Energifrigivelsens kraft øges, og dermed lysstyrken; de ydre lag af stjernen udvider sig, stjernens temperatur falder, derfor bevæger den sig på Hertzsprung-Russell-diagrammet op og til højre og falder ind i området for røde kæmper [32] . Grænsen mellem subgigant- og kæmpestadiet anses for at være spredningen af konvektionszonen over hele stjernens hylster: på subgigantstadiet er stjernens yderste lag endnu ikke fuldt konvektiv [33] . Mere massive stjerner kan blive til blå kæmper , når de allerede har forladt hovedsekvensen og er på vej til at blive en superkæmpe - for dem ligner dette udviklingsstadium subgigantstadiet for mindre massive stjerner [34] .

Kæmper gennemgår flere udviklingsstadier, som hver svarer til bestemte områder på diagrammet [35] :

Den røde kæmpegren løber i spektralklasserne K og M med en hurtig stigning i lysstyrken mod sene klasser, op til en absolut størrelse på −3m , så den er placeret næsten lodret på diagrammet. På dette stadium sker der ingen reaktioner i stjernernes kerner, og kerneforbrændingen af brint foregår i en skal omkring kernen [20] [35] .
Den vandrette gren løber vandret nær den absolutte størrelse 0 m , med en stor spredning af spektraltyper. Horisontale grenstjerner brænder helium i deres kerne. En fuldgyldig vandret gren observeres i systemer, der er fattige på tunge elementer; for systemer med et højt indhold af metaller, især i nærheden af Solen, observeres kun en ret tæt befolket rød del af den vandrette gren, kaldet den røde klynge , [20] [19] . En stribe af ustabilitet passerer gennem en del af den vandrette gren - et område, hvor stjerner er udsat for pulseringer , derfor er nogle stjerner i den vandrette gren også RR Lyrae-variable [36] .
Den asymptotiske kæmpegren løber fra den vandrette gren til toppen af den røde kæmpegren. Stjerner på det tilsvarende udviklingstrin har allerede udtømt heliumet i kernen, og heliumforbrænding sker i skallen omkring disse stjerners kerner [35] .

Stjerner, især massive, bruger meget lidt tid i den subgigantiske fase. Af denne grund, på Hertzsprung-Russell-diagrammet, er det område, hvor undergiganterne med mellem- og højmasse bør være placeret, ikke meget befolket, og for eksempel på Hertzsprung-Russell-diagrammet for stjerner i nærheden af Solen, er der er et hul mellem hovedsekvensen og den gigantiske gren, kendt som Hertzsprung-gabet . Samtidig er for eksempel i diagrammer for kugleformede stjernehobe grenen af undergiganter tydeligt synlig [33] [37] .

Supergiganter

Supergiganter er de klareste af alle stjerner med lysstyrker , der spænder fra titusinder til millioner af sollysstyrker , og deres absolutte størrelser varierer i gennemsnit fra -4 m til -8 m [38] [39] [40] . På Hertzsprung-Russell-diagrammet indtager disse stjerner den øverste del [14] .

Massive stjerner bliver supergiganter, efter at brint er opbrugt i deres dybder: Forbrændingen af brint fortsætter i en lagkilde, og nukleare reaktioner begynder at finde sted i kernen med deltagelse af stadig tungere grundstoffer. Stjernens ydre lag udvider sig og afkøles, og stjernen, der bevæger sig til højre langs diagrammet, bliver en superkæmpe: først blå , så rød [39] [41] , men hvis stjernen mister en vis masse, kan den blive en blå superkæmpe [38] .

Hvide dværge

Hvide dværge er stjerner med relativt høje temperaturer, men en lille radius, hvorfor de har små lysstyrker og er placeret i nederste venstre hjørne af diagrammet. Med de samme spektraltyper er hvide dværge omkring 10 m svagere end hovedsekvensstjerner [1] [42] .

Stjerner med masser op til flere solmasser bliver hvide dværge i slutningen af deres liv. Efter at en stjerne på det røde kæmpestadium løber tør for materiale til kernereaktioner, kaster den sine ydre skaller. En planetarisk tåge opstår fra det udstødte stof , i hvis centrum forbliver den tidligere kerne af stjernen, som har en meget høj temperatur - denne kerne bliver til en hvid dværg. Hvide dværge bruger den termiske energi, der er lagret i deres indre, på stråling, køles gradvist ned og falmer [4] [43] .

Kortgrænser

Humphrey-Davidson-grænsen

Hertzsprung-Russell-diagrammet er afgrænset ovenfra af Humphreys - Davidson- grænsen , også kendt som de Jager - grænsen , over hvilken stabile stjerner, der ikke udviser variabilitet , ikke observeres . For røde supergiganter er den begrænsende lysstyrke omkring 3⋅10 5 L ⊙ , den stiger med stigende temperatur, og for blå supergiganter er den 1,6⋅10 6 L ⊙ [44] [45] . Når lysstyrken er for høj, begynder stjernen tilsyneladende hurtigt at tabe masse, men den nøjagtige mekanisme, der fører til fremkomsten af en sådan grænse, er ukendt [46] [47] [48] .

Hayashi Line

Området i diagrammet, der kan indeholde røde kæmper, er afgrænset til højre af Hayashi-linjen . Hvis stjernen er kemisk homogen og fuldstændig dækket af konvektion , så er temperaturgradienten inde i den lig med den adiabatiske gradient . Så er temperaturen på stjernens overflade relateret til dens masse, kemiske sammensætning og svagt afhængig af lysstyrken. Ved en fast masse og kemisk sammensætning forbliver der et forhold mellem temperatur og lysstyrke, som på Hertzsprung-Russell-diagrammet vil tage form af en næsten lodret linje - Hayashi-linjen. Hayashi-linjerne er som regel placeret i området af diagrammet med temperaturer på 3000-5000 K , og området til højre for dem kaldes den forbudte zone [49] [45] .

Med samme masse, lysstyrke og kemiske sammensætning kan en stjerne også have en højere temperatur end den, der gives af Hayashi-sporet: så er den gennemsnitlige temperaturgradient i den under den adiabatiske, og der må være områder, hvor konvektion er fraværende i det. En stjerne kan dog ikke have en lavere temperatur. Hvis vi forestiller os, at stjernens overfladetemperatur er blevet under Hayashi-grænsen, så vil den gennemsnitlige temperaturgradient i den være højere end den adiabatiske gradient. Dette vil føre til stærk konvektion inde i stjernen, energi overføres effektivt til dens overflade, og temperaturen vil stige, indtil dens gradient igen bliver adiabatisk, og stjernen vender tilbage til Hayashi-sporet [49] .

Diagramvisning for forskellige prøver af stjerner

Gerushsprung-Russell-diagrammerne, der er konstrueret til prøver af stjerner, der er kompileret efter forskellige træk, er markant forskellige. For eksempel ser et diagram for en kugleformet stjernehob anderledes ud end et diagram bygget for stjerner tæt på Solen [4] [28] .

Nærmeste stjerner og klareste stjerner

Når man analyserer Gerushsprung-Russell-diagrammet, er det nødvendigt at tage højde for den mulige indflydelse af selektionsbias . Således kan lysere stjerner detekteres på større afstande end svagere, og er mere tilbøjelige til at falde ind i en bestemt prøve af stjerner. På grund af dette adskiller diagrammet konstrueret for nærliggende stjerner sig væsentligt fra diagrammet for stjerner, der ser lyse ud - i det første tilfælde falder kæmpestjerner og lyse hovedsekvensstjerner praktisk talt ikke ind i diagrammet, selvom de er til stede i det andet tilfælde [ 28] .

Stjernehobe

Selvom afstanden til stjernehoben er ukendt, så kan det antages, at alle stjernerne er i samme afstand, derfor er forskellen mellem den tilsyneladende og den absolutte stjernestørrelse den samme for stjernerne i hoben, og du kan bygge et diagram ved hjælp af stjernernes tilsyneladende stjernestørrelser. Fejl ved bestemmelse af afstanden til individuelle stjerner påvirker således ikke skønnet over deres størrelse, desuden er stjernerne i hoben ret ensartede i karakteristika, så det på Gerushsprung-Russell-diagrammet for hoben er muligt tydeligt at skelne mellem forskellige regioner [50] . Udseendet af Gerushsprung-Russell-diagrammet for de fleste stjernehobe indikerer, at stjernerne i en enkelt hob har samme kemiske sammensætning og alder, det vil sige, at de er dannet næsten samtidigt. Med andre ord er stjernerne i den samme hob på Gerushsprung-Russell-diagrammet placeret nær en bestemt isokron (se nedenfor ). Analyse af de observerede diagrammer, såvel som deres sammenligning med teoretisk beregnede isokroner, gør det muligt at bestemme klyngens alder og metallicitet , samt afstanden til den [51] .

Konstruktionen af Hertzsprung-Russell-diagrammet for kuglehobe er kompliceret af den høje koncentration af stjerner inde i disse objekter, da stjerner i nærheden af hinanden let kan forveksles med ét objekt. For åbne klynger er dette problem mindre akut, da stjernerne i dem ikke er så tæt pakket. Nærheden af sådanne objekter til galaksens disk fører imidlertid til, at feltstjerner ofte er placeret på baggrund af hoben, derudover påvirkes hobens udseende af interstellar udryddelse [52] .

Kuglehobe

I kuglehobe begrænses hovedsekvensen ovenfra af en relativt lav lysstyrke og går over i subgigantgrenen , som er forbundet med hovedsekvensen ved et vendepunkt . Samtidig observeres stjerner i den øverste del af hovedsekvensen også i nærheden af Solen. Det betyder, at stjernerne i kuglehobe er gamle, da kun unge stjerner kan være i den øverste del af hovedsekvensen. I kuglehobe er subgiganten desuden ret smal: dette træk indikerer, at alle stjerner, der oprindeligt var placeret på hovedsekvensen lidt over vendepunktet, forlader hovedsekvensen på samme tid [53] . Et lille antal stjerner i hovedsekvensen over vendepunktet - blå eftersiddere - forklares ved sammensmeltninger af stjerner eller udveksling af masser mellem dem [54] . På grund af det lave indhold af metaller løber hovedsekvensen i kuglehobe desuden lavere end for eksempel i åbne hobe [55] .

Den selvsamme gren af undergiganter i den øvre del går over i grenen af røde kæmper . Derudover er den vandrette gren tydeligt synlig i Gerushsprung-Russell-diagrammet for kugleformede stjernehobe , den asymptotiske kæmpegren og svage hvide dværge observeres ofte [56] [57] .

Åbn klynger

Åbne stjernehobe har også en hovedsekvens, og i modsætning til kuglehobe når den højere lysstyrker, hvilket er forbundet med en yngre alder af stjerner i åbne hobe – selvom den lyseste del af hovedsekvensen også mangler [58] .

Et andet træk er den store spredning i stjernernes positioner i den nederste del af hovedsekvensen: den observerede spredning kan ikke forklares ved observationsfejl og skyldes, at nogle stjerner endnu ikke har nået hovedsekvensen efter dannelsen [58] .

Stjerner i den øverste del af hovedsekvensen udvikler sig ret hurtigt, så det område, hvor stjernerne i de sene udviklingsstadier befinder sig, er normalt dårligt befolket i åbne hobe. Rækkefølgen af stjerner kan ende brat ved vendepunktet, i modsætning til kuglehobe, hvor den passerer ind i den subgigantiske gren, og et Hertzsprung-gab kan observeres i diagrammet [59] .

Evolutionære spor og isokroner

Udviklingen af stjerner fører til en ændring i deres ydre parametre over tid. Denne ændring kan bekvemt beskrives ved hjælp af Hertzsprung-Russell-diagrammet: den vej, som en stjerne tager langs diagrammet i løbet af sin levetid, kaldes et evolutionært spor [60] . I de fleste tilfælde sker disse ændringer i stjernens parametre for langsomt til at blive bemærket [61] .

Den enkleste model af stjernepopulationen set fra evolutionens synspunkt antager, at stjernerne i den blev dannet på samme tid af det samme stof og kun adskiller sig i masse. Da stjerner af forskellig masse udvikler sig med forskellige hastigheder, kan de i samme alder være på forskellige udviklingsstadier. Denne model beskriver på trods af sin enkelhed godt stjernehobe (se ovenfor ) og nogle galakser . Inden for rammerne af en sådan model, på Hertzsprung-Russell-diagrammet, skulle stjernerne ligge på linje langs en kurve kaldet en isokron [51] .

Analyse af det observerede Hertzsprung-Russell-diagram, for eksempel for en stjernehob og dens sammenligning med teoretisk beregnede isokroner, gør det muligt at bestemme dens alder og metallicitet samt afstanden til den [62] .

Variable stjerner på diagrammet

Variable stjerner - dem, der har vist sig at ændre sig i tilsyneladende lysstyrke over tid - er opdelt i et stort antal typer, hvor stjerner af nogle typer optager bestemte steder på Hertzsprung-Russell-diagrammet. For eksempel er striben af ustabilitet et område på diagrammet, der indeholder variable stjerner af flere typer, især Cepheider og RR Lyrae variabler , der spillede en vigtig rolle i astronomi . Ved en bestemt kombination af stjernens overfladetemperatur og dens lysstyrke, som svarer til positionen på ustabilitetsstrimlen, bliver stjernen udsat for pulseringer , og dens lysstyrke begynder at svinge [63] [64] .

Diagramvarianter

Som synonymer for udtrykket "Hertzsprung-Russell-diagram" kan sådanne begreber som "spektrum - lysstyrkediagram", "lysstyrkediagram - effektiv temperatur" og nogle andre bruges. Samtidig kan Hertzsprung-Russell diagrammet kaldes dets forskellige varianter med forskellige parametre langs akserne [2] [5] . Men mere strengt bruges forskellige navne for de forskellige diagramvarianter, der anvendes [3] .

Hertzsprung-Russell-diagrammet er historisk set den første version af diagrammet, opkaldt efter de videnskabsmænd, der først byggede det uafhængigt (se nedenfor ). Den absolutte størrelse og spektraltype blev plottet langs akserne i dette diagram , men spektraltypen er en diskret værdi , så muligheder, hvor spektraltypen ændres til en eller anden kontinuerlig parameter, er nu mere udbredt [3] .
Ved behandling af observationsdata, oftest et diagram, langs akserne, som den absolutte stjernestørrelse (eller synlig, hvis stjernerne vides at være placeret i samme afstand) og farveindekset er plottet. Denne mulighed kaldes et farvestørrelsesdiagram [3] .
I teoretiske beregninger er det mest praktisk at bruge et diagram langs akserne, hvis effektive temperatur og lysstyrke er plottet på en logaritmisk skala: denne mulighed kaldes det teoretiske farve-størrelsesdiagram [3] .

Da stjerner af samme spektraltype og lysstyrkeklasse har de samme farver, effektive temperaturer og lysstyrker, viser disse tre typer diagrammer sig at være ækvivalente med hinanden. Men for at foretage en kvantitativ konvertering af diagrammer af en type til en anden, er det nødvendigt med god nøjagtighed at kende sammenhængen mellem den effektive temperatur, den bolometriske korrektion og spektralklassen [3] .

Lignende diagrammer

På farve-farvediagrammet er to forskellige farveindikatorer plottet langs akserne . Positionerne af stjerner af forskellige spektralklasser og lysstyrkeklasser på lignende diagrammer er også forskellige [65] .
Et diagram, hvor stjerners rumlige tæthed i stedet for individuelle stjerner er noteret i den tilsvarende position på Hertzsprung-Russell-diagrammet, afhængigt af det, kaldes Hess-diagrammet[66] [67] .
Farvestørrelsesdiagrammet kan også bruges til galakser på samme måde som for stjerner. Som i Hertzsprung-Russell-diagrammet skelnes mere og mindre befolkede områder for galakser i et lignende diagram [68] .

Udforsker

I 1905 opdagede den danske astronom Einar Hertzsprung , at stjerner kan opdeles i to klasser efter deres radier: dværge og kæmper. Han, i 1911, sammen med den tyske videnskabsmand Hans Rosenbergførst byggede et diagram "farveindeks-tilsyneladende størrelse" for stjerner i Hyaderne og Plejaderne . Den amerikanske astronom Henry Norris Russell byggede i 1913 et "spektral klasse - absolut størrelse"-diagram for stjerner tæt på Solen. Hertzsprung-Russell-diagrammet er opkaldt efter disse to videnskabsmænd [1] . Diagrammerne afslørede hovedsekvensen såvel som en separat region beboet af røde kæmper . Senere blev en sekvens af hvide dværge også opdaget [69] .

Hertzsprung-Russell-diagrammet blev efterfølgende et vigtigt redskab i studiet af stjernernes udvikling [69] . Den har ikke mistet sin betydning selv i det 21. århundrede [70] .

Noter

↑ 1 2 3 4 5 6 7 Mironov A.V. Hertzsprung - Russell diagram . Stor russisk encyklopædi . Hentet: 6. september 2022. (ubestemt)
↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , s. 146-148.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Binney, Merrifield, 1998 , s. 102-103.
↑ 1 2 3 4 Hertzsprung-Russell diagram (engelsk) . Encyclopedia Britannica . Hentet: 6. september 2022.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 376.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 374-375.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , s. 59-60.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 373-374.
↑ 1 2 3 Stjerners farver, temperaturer og spektrale typer . Pennsylvania State University . Dato for adgang: 15. september 2022. (ubestemt)
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 378-379.
↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , s. 148-149.
↑ 1 2 Zasov, Postnov, 2011 , s. 152.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 380.
↑ 1 2 3 4 5 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 377.
↑ Surdin, 2015 , s. 148-150.
↑ Yungelson L. R. Lysstyrkeklasser . Stor russisk encyklopædi . Hentet 16. april 2021. Arkiveret fra originalen 16. april 2021. (ubestemt)
↑ Surdin, 2015 , s. 150.
↑ Darling D. Hertzsprung-Russell diagram . Internet Encyclopedia of Science . Hentet: 14. september 2022. (ubestemt)
↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , s. 103.
↑ 1 2 3 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71-73. Cambridge University Press . Hentet 1. april 2021. Arkiveret fra originalen 29. december 2010. (ubestemt)
↑ Surdin, 2015 , s. 151.
↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Stjerner: deres struktur, liv og død . Hovedsekvens . Astronet . Hentet 1. april 2021. Arkiveret fra originalen 29. juni 2020. (ubestemt)
↑ Mironov A. V. Hovedsekvens . Stor russisk encyklopædi . Hentet 3. april 2021. Arkiveret fra originalen 17. april 2021. (ubestemt)
↑ Darling D. Dværgstjerne . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 3. april 2021. Arkiveret fra originalen 7. februar 2022. (ubestemt)
↑ Surdin, 2015 , s. 148-152.
↑ Yungelson L.R. Subdwarfs . Stor russisk encyklopædi . Dato for adgang: 17. september 2022. (ubestemt)
↑ Kæmpestjerne . _ Encyclopedia Britannica . Hentet: 14. september 2022.
↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2016 , s. 236.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , s. 110.
↑ Yungelson L. R. Røde kæmper og supergiganter . Stor russisk encyklopædi . Hentet: 14. september 2022. (ubestemt)
↑ David Darling. undergigant . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 9. februar 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021. (ubestemt)
↑ Surdin, 2015 , s. 152.
↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , s. 265.
↑ Darling D. Blå kæmpe . Internet Encyclopedia of Science . Hentet: 14. september 2022. (ubestemt)
↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2016 , pp. 236, 269-270.
↑ Karttunen et al., 2016 , pp. 236, 269-270, 303.
↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 142.
↑ 12 Darling D. Supergiant . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 23. marts 2021. Arkiveret fra originalen 7. januar 2018. (ubestemt)
↑ 1 2 Yungelson L. R. Supergiants . Stor russisk encyklopædi . Hentet 23. marts 2021. Arkiveret fra originalen 9. maj 2021. (ubestemt)
↑ Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (Eng.) 65-73. Cambridge University Press . Hentet 23. marts 2021. Arkiveret fra originalen 29. december 2010.
↑ Surdin, 2015 , s. 154-155, 159-161.
↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 418.
↑ Binnikov S.I. Hvide dværge . Stor russisk encyklopædi . Dato for adgang: 17. september 2022. (ubestemt)
↑ de Jager C. Stabilitetsgrænsen for hypergigantiske fotosfærer. // Astronomi og astrofysik. - 1984-09-01. - T. 138 . — S. 246–252 . — ISSN 0004-6361 .
↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , s. 274-275.
↑ Glatzel W., Kiriakidis M. Stability of Massive Stars and the Humphreys / Davidson Limit // Månedlige meddelelser fra Royal Astronomical Society. - 1993-07-01. - T. 263 . - S. 375 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/263.2.375 .
↑ Weis K., Duschl WJ Udstrømning fra og asymmetrier i tågen omkring LBV-kandidaten Sk-69°279 // Astronomy and Astrophysics. — 2002-10-01. - T. 393 . — S. 503–510 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20021047 .
↑ Higgins ER, Vink JS Teoretisk undersøgelse af Humphreys-Davidson-grænsen ved høj og lav metallicitet // Astronomi og astrofysik. - 01-03-2020. - T. 635 . - S. A175 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201937374 .
↑ 1 2 Kippenhahn et al., 2013 , s. 271-278.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , s. 103-104.
↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 259.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , s. 332-334, 381.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , s. 335-336.
↑ Darling D. Blå efterlader . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 12. januar 2022. Arkiveret fra originalen 15. januar 2022. (ubestemt)
↑ Karttunen et al., 2016 , s. 364.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , s. 334.
↑ Moehler S., Bono G. Hvide dværge i kugleformede klynger . - 2008-06-01.
↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , s. 381-382.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , s. 383-384.
↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 110.
↑ Karttunen et al., 2016 , s. 299.
↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 259-314.
↑ Karttunen et al., 2016 , pp. 299-308.
↑ Variable stjerner . Penn State University . Dato for adgang: 12. oktober 2022. (ubestemt)
↑ Binney, Merrifield, 1998 , s. 108-109.
↑ Ochsenbein F. Hess-diagrammet i den øvre del af HR-diagrammet . - 1983.
↑ Hessdiagram . En etymologisk ordbog for astronomi og astrofysik . Hentet: 9. oktober 2022. (ubestemt)
↑ 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 .
↑ 1 2 Astronomi - Astrofysikkens fremkomst . Encyclopedia Britannica . Hentet: 13. oktober 2022.
↑ Langer N., Kudritzki R.P. Det spektroskopiske Hertzsprung-Russell-diagram // Astronomy and Astrophysics. — 2014-04-01. - T. 564 . - S. A52 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201423374 .

Litteratur

Surdin VG Astronomi: XXI århundrede. - 3. udg. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
Zasov A. V., Postnov K. A. Generel astrofysik . - 2. udg. korrekt og yderligere - Fryazino: Vek 2, 2011. - 576 s. — ISBN 978-5-85099-188-3 .
Kononovich E. V., Moroz V. I. Generelt astronomiforløb. — 2., rettet. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
Salaris M., Cassisi S. Evolution af stjerner og stjernepopulationer . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 388 s. — ISBN 978-0-470-09219-X .
Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy . - Princeton: Princeton University Press , 1998. - 816 s. - ISBN 978-0-691-23332-1 .
Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 6. udgave. — Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2016. - 550 s. - ISBN 978-3-662-53045-0 .
Kippenhahn R., Weigert A., Weiss A. Stjernestruktur og evolution . — 2. udg. - Berlin: Springer, 2013. - 604 s. - ISBN 978-3-642-30304-3 .

Ordbøger og encyklopædier	Fantastisk catalansk Fantastisk norsk Britannica (online)

Stjerner
Klassifikation	Hypergiganter supergiganter Lyse kæmper Kæmper Undergiganter Hovedsekvensstjerner (dværge) underdværge hvide dværge hyperhastighedsstjerner variable stjerner
Substellære objekter	brun dværg subbrun dværg Planetar
Udvikling	Dannelse protostjerne Stjerne til hovedsekvens Hovedsekvens Subgiant gren Rød kæmpe gren vandret gren rød fortykkelse blå sløjfe Asymptotisk gren af kæmper planetarisk tåge supernova hvid dværg blå dværg neutronstjerne Sort hul
Nukleosyntese	Proton-proton cyklus CNO cyklus helium flash Tredobbelt heliumreaktion Brændende kulstof kulstofdetonation neon brændende brændende ilt Silicium brændende s-proces r-proces p-proces rp proces alfa proces
Struktur	Nucleus konvektiv zone strålende zone stjernestemning Fotosfære Kromosfære krone Vind Et magnetfelt
Ejendomme	Absolut størrelse metallicitet Farveindeks Korrekt bevægelse Spektral klasse Effektiv temperatur
Beslægtede begreber	Helt sort krop Hertzsprung-Russell diagram Stjerneforeninger stjernesystemer stjernehobe planetsystemer Fraunhofer linjer
Stjernelister	Den mest massive Den største Den lyseste med den højeste lysstyrke Den nærmeste brune dværge Egne navne på stjerner