Херцшпрунг—Раселов дијаграм

(преусмерено са ХР дијаграм)

Херцшпрунг—Раселов дијаграм или Х—Р дијаграм, назван по творцима Ејнару Херцшпрунгу и Хенрију Норису Раселу, је моћан теоријски „алат“ који повезује ефективну температуру (апсциса дијаграма) и луминозност (ордината дијаграма) звезда. Ове две величине зависе од основних особина звезде (маса, старост и хемијски састав) и не могу се измерити директно посматрањима. Ипак, постоји веза између ефективне температуре и колор-индекса, као и између луминозности и привидне величине (а тиме и апсолутне), па је могуће добити и верзију Х—Р дијаграма са величинама које се могу измерити посматрањима, боју звезде и магнитуду звезде. Овакав Х—Р дијаграм се назива дијаграм боја—магнитуда.

Опсервациони Херцшпрунг-Раселов дијаграм са 22.000 звезда уцртаних из Хипаркосовог каталога и 1.000 из Глизеовог каталога оближњих звезда. Звезде имају тенденцију да падају само у одређене регионе дијаграма. Најистакнутија је дијагонала, која иде од горње леве (вруће и светле) до доње десне (хладније и мање светле), која се назива главна секвенца. У доњем левом углу се налазе бели патуљци, а изнад главне секвенце су подгиганти, дивови и супергиганти. Сунце се налази на главној секвенци при луминозности 1 (апсолутна магнитуда 4,8) и индексу боја Б-В 0,66 (температура 5780 К, спектрални тип Г2В).

Трансформација Херцшпрунг—Раселовог у дијаграм боја—магнитуда није најједноставнија и зависи од разних фактора: удаљеност, старост, хемијски састав, гравитација на површини звезде, унутрашња структура, као и структура атмосфере звезде.

ОписУреди

 
Положај Сунца на Х—Р дијаграму

У зависности од физичких особина, зависи и положај звезде на Х—Р дијаграму. Највећи број звезда се налази на главном низу дијаграма (ту је и Сунце), a звезде се еволутивно померају по дијагонали главног низа: по формирању звезде се налазе углавном налазе у доњем десном делу дијаграма где су хладније и мање луминозне звезде. Временом напредују ка горњем левом делу где су топлије и луминозније звезде. Одатле се одваја грана џинова и суперџинова ка горе десно, и то су велике звезде (а тиме и хладне) које имају велику луминозност. Доле десно се налази грана белих патуљака, малих звезда мале луминозности, али велике температуре.

ЗначајУреди

Х—Р дијаграм служи за разазнавање разних типова звезда, за одређивање и боље разумевање еволуције звезда и физичких особина како појединачних, тако и звезданих скупова: отворених јата, глобуларних јата и галаксија. Помоћу Х—Р дијаграма могуће је тестирати теоријске претпоставке и предвиђања из модела еволуција звезда при упоређивању са посматрањима; одредити старост, хемијски састав и удаљеност неког звезданог скупа, па чак и сазнати његову историју, односну претходну еволуцију.

Историјска позадинаУреди

У деветнаестом веку велика фотографска спектроскопска истраживања звезда вршена су на опсерваторији Харвард колеџа, производећи спектралне класификације за десетине хиљада звезда, што је на крају кулминирало каталогом Хенрија Дрејпера. У једном сегменту овог рада, Антонија Маури је укључила поделу звезда по ширини њихових спектралних линија.[1] Херцшпрунг је приметио да звезде описане уским линијама имају тенденцију да имају мања правилна кретања од осталих из исте спектралне класификације. Он је ово сматрао као индикацију веће луминозности за усколинијске звезде и израчунао је секуларне паралаксе за неколико група, што му је омогућило да процени њихову апсолутну магнитуду.[2]

Године 1910, Ханс Розенберг је објавио дијаграм који приказује привидну магнитуду звезда у јату Плејаде у односу на јачину линије К калцијума и две водоничне Балмерове линије.[3] Ове спектралне линије служе као замена за температуру звезде, рани облик спектралне класификације. Привидна магнитуда звезда у истом јату је еквивалентна њиховој апсолутној магнитуди и тако је овај рани дијаграм заправо био дијаграм светлости у односу на температуру. Исти тип дијаграма се и данас користи као средство за приказивање звезда у јатима без потребе да се у почетку зна њихова удаљеност и сјај.[4] Херцшпрунг је већ радио са овом врстом дијаграма, али његове прве публикације које то показују биле су објављене тек 1911. Ово је такође био облик дијаграма који је користио привидне величине јата звезда на истој удаљености.[5]

Раселове ране верзије дијаграма (1913) су укључивале Мауријеве џиновске звезде које је идентификовао Херцшпрунг, оне оближње звезде са паралаксама измереним у то време, звезде са Хијада (оближње отворено јато) и неколико покретних група, за које би метода покретног кластера могла да се користи за извођење удаљености и на тај начин добијање апсолутних величина за те звезде.[6]

Форме дијаграмаУреди

Постоји неколико облика Херцшпрунг-Раселовог дијаграма, а номенклатура није добро дефинисана. Сви облици имају исти општи распоред: звезде већег сјаја су према врху дијаграма, а звезде са вишом температуром површине према левој страни дијаграма.

Оригинални дијаграм приказује спектрални тип звезда на хоризонталној оси и апсолутну визуелну магнитуду на вертикалној оси. Спектрални тип није нумеричка величина, већ је низ спектралних типова монотон низ који одражава температуру површине звезде. Модерне опсервационе верзије графикона замењују спектрални тип индексом боја (на дијаграмима направљеним средином 20. века, најчешће Б-В боја) звезда. Овај тип дијаграма је оно што се често назива опсервационим Херцшпрунг-Раселовим дијаграмом, или посебно дијаграмом боје-величине (CMD), и често га користе посматрачи.[7] У случајевима када се зна да су звезде на идентичним удаљеностима, као што је унутар звезданог јата, дијаграм боја-величина се често користи за описивање звезда у јату са дијаграмом у коме је вертикална оса привидна величина звезда. За чланове кластера, према претпоставци, постоји једна адитивна константна разлика између њихове привидне и апсолутне величине, која се назива модул удаљености, за све то јато звезда. Ране студије оближњих отворених јата (попут Хијада и Плејада) од стране Херцшпрунга и Розенберга произвеле су прве CMD, неколико година пре Раселове утицајне синтезе дијаграма који је прикупљао податке за све звезде за које су се могле одредити апсолутне магнитуде.[3][5]

ИнтерпретацијаУреди

 
ХР дијаграм са истакнутом траком за нестабилност и њеним компонентама

Већина звезда заузима област на дијаграму дуж линије која се назива главни низ. Током фазе свог живота у којој се звезде налазе на линији главне секвенце, оне спајају водоник у својим језгрима. Следећа концентрација звезда је на хоризонталној грани (фузија хелијума у језгру и сагоревање водоника у љусци која окружује језгро). Још једна истакнута карактеристика је Херцшпрунгов јаз који се налази у области између А5 и Г0 спектралног типа и између +1 и -3 апсолутне магнитуде (тј. између врха главне секвенце и гиганата у хоризонталној грани). Променљиве звезде РР Лира могу се наћи лево од овог јаза на делу дијаграма који се зове трака нестабилности. Променљиве цефеида такође падају на траку нестабилности, при већим осветљењима.

Научници могу да користе Х-Р дијаграм да грубо измере колико је звездано јато или галаксија удаљена од Земље. Ово се може урадити упоређивањем привидних величина звезда у јату са апсолутним магнитудама звезда са познатим растојањима (или звезда модела). Посматрана група се затим помера у вертикалном правцу, све док се две главне секвенце не преклапају. Разлика у величини која је премошћена да би се ускладиле две групе назива се модул удаљености и директна је мера за растојање (занемарујући изумирање). Ова техника је позната као прилагођавање главне секвенце и врста је спектроскопске паралаксе. Може се користити не само искључење у главној секвенци, већ и врх звезда гране црвеног џина.[8][9]

Дијаграм који је забележила ЕСА мисија ГајаУреди

Херцшпрунг-Руселов дијаграм који приказује само беле патуљке са подацима из мисије ЕСА Гаја
Део дијаграма из ЕСА Гаје. Тамна линија вероватно представља прелаз од делимично конвективних до потпуно конвективних црвених патуљака

ESA-ина мисија Гаја показала је неколико карактеристика на дијаграму за које се или није знало или се сумњало да постоје. Откривена је празнину у главној секвенци која се појављује за М-патуљке и која се објашњава преласком са делимично конвективног језгра на потпуно конвективно језгро.[10][11] За беле патуљке дијаграм показује неколико карактеристика. Две главне концентрације се појављују на овом дијаграму пратећи секвенцу хлађења белих патуљака која се објашњава саставом атмосфере белих патуљака, посебно атмосфере белих патуљака у којој доминира водоник у односу на хелијум.[12] Трећа концентрација се објашњава кристализацијом језгра унутрашњости белих патуљака. Ово ослобађа енергију и одлаже хлађење белих патуљака.[13][14]

Види јошУреди

РеференцеУреди

  1. ^ A.C. Maury; E.C. Pickering (1897). „Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial”. Annals of Harvard College Observatory. 28: 1—128. Bibcode:1897AnHar..28....1M. 
  2. ^ Hertzprung, Ejnar (1908). „Über die Sterne der Unterabteilung c und ac nach der Spektralklassifikation von Antonia C. Maury”. Astronomische Nachrichten. 179 (24): 373—380. Bibcode:1909AN....179..373H. doi:10.1002/asna.19081792402. 
  3. ^ а б Rosenberg, Hans (1910). „Über den Zusammenhang von Helligkeit und Spektraltypus in den Plejaden”. Astronomische Nachrichten. 186 (5): 71—78. Bibcode:1910AN....186...71R. doi:10.1002/asna.19101860503. 
  4. ^ Vandenberg, D. A.; Brogaard, K.; Leaman, R.; Casagrande, L. (2013). „The Ages of 95 Globular Clusters as Determined Using an Improved   Method Along with Color-Magnitude Diagram Constraints, and Their Implications for Broader Issues”. The Astrophysical Journal. 775 (2): 134. Bibcode:2013ApJ...775..134V. S2CID 117065283. arXiv:1308.2257 . doi:10.1088/0004-637X/775/2/134. 
  5. ^ а б Hertzsprung, E., 1911, Uber die Verwendung Photographischer Effektiver Wellenlaengen zur Bestimmung von Farbenaequivalenten, Publikationen des Astrophysikalischen Observatoriums zu Potsdam, 22. Bd., 1. Stuck = Nr.63
    Hertzsprung, E. (1911). „On the Use of Photographic Effective Wavelengths for the Determination of Color Equivalents”. Publications of the Astrophysical Observatory in Potsdam. 1. 22 (63). 
  6. ^ Russell, Henry Norris (1914). „Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars”. Popular Astronomy. 22: 275—294. Bibcode:1914PA.....22..275R. 
  7. ^ Palma, Dr. Christopher (2016). „The Hertzsprung-Russell Diagram”. ASTRO 801: Planets, Stars, Galaxies, and the Universe. John A. Dutton e-Education Institute: College of Earth and Mineral Sciences: The Pennsylvania State University. Приступљено 2017-01-29. »The quantities that are easiest to measure... are color and magnitude, so most observers ... refer to the diagram as a 'Color–Magnitude diagram' or 'CMD' rather than an HR diagram.« 
  8. ^ Da Costa, G. S.; Armandroff, T. E. (јул 1990). „Standard globular cluster giant branches in the (MI,(V–I)O) plane”. Astronomical Journal. 100: 162—181. Bibcode:1990AJ....100..162D. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/115500. 
  9. ^ Müller, Oliver; Rejkuba, Marina; Jerjen, Helmut (јул 2018). „Tip of the Red Giant Branch Distances to the Dwarf Galaxies Dw1335-29 and Dw1340-30 in the Centaurus Group”. Astronomy & Astrophysics. 615. A96. Bibcode:2018A&A...615A..96M. S2CID 67754889. arXiv:1803.02406 . doi:10.1051/0004-6361/201732455. 
  10. ^ „Mind the Gap: Gaia Mission Reveals the Insides of Stars”. Sky & Telescope (на језику: енглески). 2018-08-06. Приступљено 2020-02-19. 
  11. ^ Jao, Wei-Chun; Henry, Todd J.; Gies, Douglas R.; Hambly, Nigel C. (јул 2018). „A Gap in the Lower Main Sequence Revealed by Gaia Data Release 2”. Astrophysical Journal Letters (на језику: енглески). 861 (1): L11. Bibcode:2018ApJ...861L..11J. ISSN 0004-637X. S2CID 119331483. arXiv:1806.07792 . doi:10.3847/2041-8213/aacdf6. 
  12. ^ Collaboration, Gaia; Babusiaux, C.; van Leeuwen, F.; Barstow, M. A.; Jordi, C.; Vallenari, A.; Bossini, D.; Bressan, A.; Cantat-Gaudin, T.; van Leeuwen, M.; Brown, A. G. A. (август 2018). „Gaia Data Release 2. Observational Hertzsprung-Russell diagrams”. A&A (на језику: енглески). 616: A10. Bibcode:2018A&A...616A..10G. ISSN 0004-6361. arXiv:1804.09378 . doi:10.1051/0004-6361/201832843 . 
  13. ^ „ESA Science & Technology - Gaia reveals how Sun-like stars turn solid after their demise”. sci.esa.int. Приступљено 2020-02-19. 
  14. ^ Tremblay, Pier-Emmanuel; Fontaine, Gilles; Fusillo, Nicola Pietro Gentile; Dunlap, Bart H.; Gänsicke, Boris T.; Hollands, Mark A.; Hermes, J. J.; Marsh, Thomas R.; Cukanovaite, Elena; Cunningham, Tim (јануар 2019). „Core crystallization and pile-up in the cooling sequence of evolving white dwarfs”. Nature (на језику: енглески). 565 (7738): 202—205. Bibcode:2019Natur.565..202T. ISSN 0028-0836. PMID 30626942. S2CID 58004893. arXiv:1908.00370 . doi:10.1038/s41586-018-0791-x. 

ЛитератураУреди

Спољашње везеУреди