Для вас трудились ученики 21 группы
Буневич Алексей
Прокофьев Сергей
2007
Диаграмма Герцшпрунга - Рассела
 

Сопоставление светимостей звезд с их спектральными классами впервые было сделано в начале XX века Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом, поэтому диаграмму спектр-светимость часто называют диаграммой Герцшпрунга–Рассела. На этой диаграмме по оси абсцисс откладываются спектральные классы (или эффективные температуры), по оси ординат – светимости L (или абсолютные звездные величины М). Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые называют последовательностями. 
        
           Диаграмма Герцшпрунга - Рассела.Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу. Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью. По распределению звезд в соответствии с их светимостью и температурой на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделены следующие классы светимости: 
 
 
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела 
 
     1. Сверхгиганты – I класс светимости;

    2. Гиганты – II класс светимости;

    3. Звезды главной последовательности – V класс светимости;

    4. Субкарлики – VI класс светимости;

    5. Белые карлики – VII класс светимости.

 
          Принято указывать класс светимости после спектрального класса звезды. Солнце – звезда G2V. В настоящее   время выяснилось, что звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики. Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов. Выяснилось, что положение звезды на диаграмме Герцшпрунга – Рассела изменяется в зависимости от возраста звезды. Большую часть своей жизни звезда проводит на главной последовательности. В этот период ее цвет, температура, светимость и другие параметры почти не меняются. Но до того, как звезда достигнет этого устойчивого состояния, еще в состоянии протозвезды, она имеет красный цвет и в течение короткого времени большую светимость, чем будет иметь на главной последовательности. Звезды большой массы (сверхгиганты) щедро расходуют свою энергию, и эволюция таких звезд продолжается всего сотни миллионов лет. Поэтому голубые сверхгиганты являются молодыми звездами. Стадии эволюции звезды после главной последовательности также короткие. Типичные звезды становятся при этом красными гигантами, очень массивные звезды – красными сверхгигантами. Звезда быстро увеличивается в размере, и ее светимость возрастает. Именно эти фазы эволюции отражаются на диаграмме Герцшпрунга–Рассела. В 1911–24 гг. астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М, и построили диаграмму масса–светимость. Термоядерный механизм излучения звезды качественно объясняет зависимость масса–светимость: чем больше масса, тем больше светимость. Действительно, при большей массе в недрах звезды достигаются более высокие температуры. Вероятность реакций синтеза возрастает, соответственно выделяется больше энергии и увеличивается светимость звезды.
 
 
                             Основная теория в сокращённом варианте:
 
 
 
        1. Общий вид:
 
I. Маркировка осей:
Диаграмма имеет две оси, но каждая маркирована двумя способами
Температура и спектр (O Be A Fine Gilr Kiss Me No) Светимость - в светимостях Солнца и в абсолютных звёздных величинах;

II. Последовательности звёзд: (главная, красные гиганты, сверхгиганты, субкарлики, белые карлики, бело – голубая последовательность).

 

         2. Прозрачность вещества и зависимость (Масса – светимость):


I.Прозрачность вещества определяется химическим составом, температурой, плотностью (у Солнца прозрачность как у дерева). С повышением температуры прозрачность возрастает, с повышением молекулярной массы падает. Красные звёзды (карлики) малопрозрачные, гелиевые звезды – тоже.


II. m - относительная атомная масса; x - коэффициент непрозрачности вещества. Светимость должна придти в соответствие с прозрачностью. У массивных горячих звёзд энергии выделяется так много, что её приходится ликвидировать из ядра конвективно, а когда плотность потока энергии спадёт (за счёт увеличения площади излучающей поверхности), то уже может включиться механизм лучистого переноса. По мере уменьшения массы звезды уменьшается и радиус конвективного ядра, вместе с тем падает и температура в ядре, плотность потока излучения. Конвективный и слой лучистого переноса меняются местами (М =1,25 Мс). Теперь на внешней зоне звезды температура невелика, прозрачность тоже мала, лучистый перенос не справляется с потоком энергии и включается конвекция.

 

         3. Эволюция звёзд


I.Звёзды малых (0,05 – 0,5 Мс): Протозвезда – главная последовательность (10 -–18 млрд. лет) – пока сидят на ней, а потом постепенное угасание без зажигания гелиевого ядра (не хватает температуры). ЧЁРНЫЙ КАРЛИК.


II. Звёзды масс Солнца (0,5 – 1,5 Мс): Протозвезда – главная последовательность (10 млрд. лет) – после накопления гелия в ядре не просто возгорание гелия, а гелиевая вспышка! – горение гелия в центре, а водорода в тонком слое - расширение внешней оболочки звезды и одновременное уплотнение ядра (белый карлик внутри красного гиганта), падение температуры с одновременным возрастанием светимости (звезда растёт) и сходит с главной последовательности в область красных гигантов.
Такой сход хорошо прослеживается в старых скоплениях. При накоплении гелия могут начаться пульсации и сброс внешней оболочки ( НОВАЯ ). Остаток – сверхплотная (103 г/см3) звезда – БЕЛЫЙ КАРЛИК ( Сириус В, Ван – Маанена).


III.Звёзды массивнее Солнца ( 3,0 – 7,0 Мс): Тоже до возгорания гелия, только на главной последовательности звезда живёт недолго (1 – 5 млрд. лет). Гелиевой вспышки нет, возгорание плавное. – после выгорания гелия в ядре, горения гелия в слое, в ядре температура повышается и происходит возгорание углерода, затем азота, кислорода и так до железа. – взрывообразный сброс оболочки выглядит уже как СВЕРХНОВАЯ (светимость возрастает в 109 раз, скорость выброса газов достигает 6000 км/с, образуется огромная газовая расширяющаяся туманность(пример – "Крабовидная")) и превращение в НЕЙТРОННУЮ ЗВЕЗДУ (плотность 1014 г/см3). Свойства нейтронных звёзд (R= 12 км нейтронный газ, твердая железная кора на поверхности, сильнейшие магнитные поля, выбросы рентгеновского и др. излучений вдоль магнитной оси (ПУЛЬСАР)).


IV.Звёзды массивнее Солнца ( 7,0 – 15,0 Мс): Тоже до ПУЛЬСАРА, но сжатие не останавливается и происходит коллапс в ЧЁРНУЮ ДЫРУ. Свойства чёрных дыр. Существенно, что эти звёзды проходят стадию цефеид при накоплении гелия в достаточной концентрации.


V.Кратные звёзды, образующие тесные двойные системы: На ход эволюции существенно влияет истечение газа через зону Роша на соседнюю звезду. При расширении значительная масса сбрасывается на соседку и при этом эволюция “похудевшей” звезды тормозится, а “потолстевшей” ускоряется. Возможно “оголение” слоёв обогащённых азотом или углеродом (звёзды Вольфа – Райе). Важность рассмотрения кратных систем, как единственного шанса на обнаружение ЧЁРНЫХ ДЫР и потому, что 80% звёзд в галактике – кратные.


VI. Масса звезды определяет скорость, с которой звезда превращается в ЧЁРНУЮ ДЫРУ. У очень массивных звёзд (20 – 30 Мс) переход осуществляется даже до момента сгорания гелия.


VII. Существование звезд (0,01 Мс) в которых не загорается даже водород и они не переходят на главную последовательность. Юпитер мог бы стать звездой при добавлении массы приблизительно в 40 раз большей, чем он имеет. Считается, что переходной массой от звезды к планете является 40 масс Юпитера. Такие звёзды называются коричневые карлики. Такую возможность обсуждал в своём романе "Одиссея 2001" Артур Кларк.

 
Реклама
на astronom-ntl.narod.ru
Закрыть [x]
создание сайта в челябинске