Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
[править]
Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звёздная величина) показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды. Неожиданным является тот факт, что звёзды на этой диаграмме располагаются не случайно, а образуют хорошо различимые участки.
Была предложена в 1910 году независимо Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США). Диаграмма используется для классификации звёзд и соответствует современным представлениям о звёздной эволюции.
Диаграмма даёт возможность (хотя и не очень точно) найти абсолютную величину по спектральному классу. Особенно для спектральных классов O—F. Для поздних классов это осложняется необходимостью сделать выбор между гигантом и карликом. Однако определённые различия в интенсивности некоторых линий позволяют уверенно сделать этот выбор.[1]
Около 90 % звёзд находятся на главной последовательности. Их светимость обусловлена ядерными реакциями превращения водорода в гелий. Выделяется также несколько ветвей проэволюционировавших звёзд — гигантов, в которых происходит горение гелия и более тяжёлых элементов. В левой нижней части диаграммы находятся полностью проэволюционировавшие белые карлики.
[Править]Виды диаграммы
Существует несколько видов диаграммы, и их наименование не очень тщательно определено. В начале диаграмма показывала спектральный класс звезды по горизонтальной оси и абсолютную звёздную величину по вертикальной. Спектральный тип сложно отображать на диаграмме, так как это не числовая величина и современные версии диаграммы представляют здесь цветовой индекс B-V звёзд. Этот тип диаграммы часто называют диаграммой Герцшпрунга — Рассела или «цвет — звёздная величина», и он часто используется наблюдателями. Если звёзды находятся на близких одинаковых расстояниях (например звёзды скоплений), то диаграмма часто используется для описания скопления и вертикальная ось становится просто звёздной величиной.
Ниже главной последовательности, начиная примерно от её середины, к правому нижнему углу тянется так называемая «последовательность (или ветвь) субкарликов»; на иллюстрации к статье не показана. Субкарлики — это старые, маломассивные, бедные тяжёлыми элементами звёзды, составляющие сферическую компоненту звёздного населения Галактики. По современным воззрениям, они реликты времён самого начала звёздообразования, дожившие до наших дней благодаря малой массе: продолжительность их эволюции превышает время существования Вселенной. Более массивные «звёзды-пионеры» давно уже взорвались как сверхновые и обогатили вещество Вселенной тяжёлыми элементами.
Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.
Звезда начинает свою жизнь как холодное разрежённое облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла[1]. В таком состоянии он пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии.
Эволюция звезды класса G на примере Солнца
В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становитсякрасным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).
Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которой находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники.
А́ртур Стэ́нли Э́ддингтон (англ. sir Arthur Stanley Eddington; 28 декабря 1882, Кендал, Уэстморленд (нынеКамбрия), Великобритания — 22 ноября 1944, Кембридж, Великобритания) — английский астрофизик.
Содержание [убрать]
|
[править]Биография
В 1914 стал членом Лондонского королевского общества. В 1906—1913 работал в Гринвичской обсерватории. С 1913 профессор Кембриджского университета. С 1914 директор астрономической обсерватории в Кембридже.
В 1919 году экспериментально подтвердил отклонение лучей света в поле тяготения Солнца.
В 1921—1923 президент Королевского астрономического общества. В 1923 году стал иностранным членом-корреспондентом Российской академии наук.
В 1924 году создал теорию белых карликов.
В 1924 году награжден медалью Кэтрин Брюс. В 1930 Артур Эддингтон был посвящен в рыцари за научные заслуги. В 1938 Эддингтон был избран президентом Международного астрономического союза.
[править]Научная деятельность
Эддингтон был одним из первых ученых, кто, оценив важность специальной и общей теории относительности (ОТО) А. Эйнштейна, начал интересоваться ими и публиковать статьи по этой теме. В1916 г. Эддингтон прочитал лекцию о теории на съезде Британской ассоциации, а в 1918 г. сделал доклад для Физического общества.
В 1919 г. Эддингтон возглавил экспедицию на остров При́нсипи в Западной Африке. Целью этой экспедиции было наблюдение отклонений лучей света во время солнечного затмения и подтверждения, таким образом, эффектов, описанных ОТО. В марте 1919 г. Эддингтон отплыл на корабле из Англии, а в середине мая установил оборудование для наблюдения на острове Принсипи. Затмение ожидалось в 29 мая 1919 г. в 14 часов, однако наблюдения затрудняли утренний шторм и сильный дождь. Эддингтон писал:
… Дождь окончился около полудня и примерно в 1:30 мы увидели Солнце. Мы приготовили наши фотоаппараты, надеясь на случай. Я не видел самого затмения, будучи очень занят меняя фотопластинки, кроме одного взгляда, чтобы удостовериться, что оно началось, и полу-взгляда, чтобы оценить количество облаков. Мы получили 16 снимков, на которых Солнце получилось со всеми деталями, но облака закрывали звёзды. На последних нескольких снимках было несколько изображений звёзд, которые дали нам то, что нам было нужно…
Эддингтон остался на острове с целью проявить снимки и измерить отклонения положения звезд. Качество снимков из-за облаков было низким, в результате чего измерения проходили с трудом. 3 июня 1919 г. Эддингтон написал в своей записной книжке: «на одной пластинке измерения дали результат, предсказанный Эйнштейном».[1][2] Однако позднее было показано, что неопределенности были настолько большими, что не позволяют сделать какое-либо определённое заключение.[3]
Ранние работы Эддингтона (1906–1914) посвящены изучению движений звезд и строению звездных систем. Эддингтон провел статистический анализ собственных движений звезд, подтвердивший существование двух звездных потоков. Выполнил фундаментальные исследования по теории внутреннего строения звезд. Создал модель звезды (стандартная модель Эддингтона), равновесие в которой определяется соотношением между силами тяготения и силами давления газов и излучения. Дал теоретическую интерпретацию соотношения между массой и светимостью (1924). Рассчитал диаметр некоторых красных гигантов, оценил плотность карликового спутника Сириуса, оказавшуюся необычайно высокой. Все эти результаты были обобщены в одном из важнейших трудов Эддингтона – Математическая теория относительности (Mathematical Theory of Relativity, 1923). В 1918–1919 Эддингтон опубликовал работы, посвященные проблеме пульсаций звезд, в которых опроверг гипотезу двойственности, привлекавшуюся для объяснения переменности цефеид. Еще одно направление исследований Эддингтона – физика звездных атмосфер. Ученый создал теорию образования линий поглощения, предложил модель их появления, основанную на том, что линии и непрерывный спектр формируются совместно (модель Милна – Эддингтона). Показал, что узкие линии ионизированного кальция в спектрах некоторых горячих звезд имеют межзвездную природу. Эддингтон экспериментально подтвердил одно из предсказаний теории относительности – отклонение лучей света в гравитационном поле Солнца, которое обнаружил во время полного солнечного затмения в 1919. В последние годы работал над созданием единой физической теории на основе квантовой механики, общей теории относительности и теории расширения Вселенной. Работа осталась незавершенной, полученные результаты были собраны и опубликованы в 1946 в книге Фундаментальная теория (Fundamental Theory) под редакцией Э.Г.Уиттекера. Среди других трудов Эддингтона – Движение звезд и строение Вселенной (Stellar Movements and the Structure of the Universe, 1914); Пространство, время и тяготение (Space, Time and Gravitation, 1920); Внутреннее строение звезд (Internal Constitution of the Stars, 1926); Расширяющаяся Вселенная (The Expanding Universe, 1933); Философия физики (The Philosophy of Physical Science, 1939). Эддингтон был награжден многими медалями, награжден орденом «За заслуги» (1939). В 1930 возведен в рыцарское достоинство.
36!!!