Что отражает диаграмма спектр светимость
Что отражает диаграмма спектр светимость
§ 148. Диаграмма спектр — светимость
В самом начале XX в. датский астроном Герцшпрунг и несколько позже американский астрофизик Рессел установили существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью звезд. Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой — абсолютная звездная величина. Такой график называется диаграммой спектр — светимость или диаграммой Герцшпрунга — Рессела (рис. 194).
Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость (обычно в логарифмической шкале), а вместо спектральных классов — показатели цвета или непосредственно эффективную температуру.
Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется ее физической природой и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рессела как бы запечатлена вся история рассматриваемой системы звезд. В этом огромное значение диаграммы спектр — светимость, изучение которой является одним из важнейших методов звездной астрономии. Оно позволяет выделить различные группы звезд, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками, а также помогает в решении ряда других проблем (например, в исследовании химического состава, и эволюции звезд).
На рис. 194 верхняя часть диаграммы соответствует звездам большой светимости, которые при данном значении температуры отличаются большими размерами. Нижнюю часть диаграммы занимают звезды малой светимости. В левой части диаграммы располагаются горячие звезды более ранних спектральных классов, а в правой — более холодные звезды, соответствующие поздним спектральным классам.
В верхней части диаграммы находятся звезды, обладающие наибольшей светимостью ( гиганты и сверхгиганты), отличающиеся высокой светимостью. Звезды в нижней половине диаграммы обладают низкой светимостью и называются карликами. Наиболее богатую звездами диагональ, идущую слева вниз направо, называют главной последовательностью. Вдоль нее расположены звезды, начиная от самых горячих (в верхней части) до наиболее холодных (в нижней).
Как видно из рис. 194, в целом звезды распределяются на диаграмме Герцшпрунга — Рессела весьма неравномерно, что соответствует существованию определенной зависимости между светимостями и температурами всех звезд. Наиболее четко это выражено для звезд главной последовательности. Однако внимательное изучение диаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей, правда, обладающих значительно большей дисперсией, чем главная. Эти последовательности говорят о наличии у некоторых определенных групп звезд индивидуальной зависимости светимости от температуры.
Классы светимости схематически изображены на рис. 195.
Класс светимости I — сверхгиганты; эти звезды занимают на диаграмме спектр — светимость верхнюю часть и разделяются на несколько последовательностей.
Класс светимости II — яркие гиганты.
Класс светимости III — гиганты.
Класс светимости IV — субгиганты. Последние три класса расположены на диаграмме между областью сверхгигантов и главной последовательностью.
Класс светимости V — звезды главной последовательности.
Класс светимости VI — яркие субкарлики. Они образуют последовательность, проходящую ниже главной примерно на одну звездную величину, начиная от класса А0 вправо.
Принадлежность звезды к данному классу светимости устанавливается на основании специальных дополнительных признаков спектральной классификации. Так, например, сверхгиганты обладают, как правило, узкими и глубокими линиями (с-характеристика), в полную противоположность необычайно широким линиям белых карликов (рис. 196). По своим спектрам карлики отличаются от гигантов тем, что у них линии некоторых металлов относительно слабее, чем у гигантов тех же спектральных классов, в то время как интенсивности линий других металлов различаются значительно меньше. Спектры субкарликов, наоборот, отличаются слабостью всех металлических линий, что связано с меньшим содержанием металлов в этих звездах.
Рассмотренные дополнительные критерии спектральной классификации, позволяющие определить класс светимости, могут служить основой для спектроскопического определения абсолютных звездных величин и тем самым расстояний.
Метод определения расстояний, основанный на эмпирической зависимости светимости звезд от отношения интенсивностей определенных линий в спектре, называется методом спектральных параллаксов.
В отличие от тригонометрических, спектральные параллаксы могут быть определены и для весьма удаленных объектов, коль скоро изучены их спектры. Поэтому этот метод играет исключительно важную роль в астрономии.
Диаграмма «спектр — светимость»
Полученные данные о светимости и спектрах звёзд уже в начале XX в. были сопоставлены двумя астрономами — Эйнаром Герцшпрунгом (Голландия) и Генри Расселлом (США) — и представлены в виде диаграммы, которая получила название «диаграмма Герцшпрунга-Расселла». Если по горизонтальной оси отложены спектральные классы (температура) звезд, а по вертикальном — их светимости (абсолютные звездные величины), то каждой звезде будет соответствовать определённая точка на этой диаграмме (рис. 5.15). В результате обнаруживается определённая закономерность в расположении звезд на диаграмме — они не заполняют все ее поле, а образуют несколько групп, названных последовательностями. Наиболее многочисленной (примерно 90% всех звёзд) оказалась главная последовательность, к числу звезд которой принадлежит наше Солнце (его положение отмечено на диаграмме кружочком). Звёзды этой последовательности отличаются друг от друга по светимости и температуре, и взаимосвязь этих характеристик соблюдается весьма строго: самую высокую светимость имеют наиболее горячие звёзды, а по мере уменьшения температуры светимость падает. Красные звёзды малой светимости получили название красных карликов. Вместе с тем на диаграмме существуют и другие последовательности, где подобная закономерность не соблюлается. Особенно заметно это среди более холодных (красных) звёзд: помимо звёзд, принадлежащих главной последовательности и потому имеющих малую светимость, на диаграмме представлены звёзды высокой светимости, которая практически не меняется при изменении их температуры. Такие звезды принадлежат двум последовательностям (гиганты и сверхгиганты), получившим эти названия вследствие своей светимости, которая значительно превосходит светимость Солнца. Особое место на диаграмме занимают горячие звёзды малой светимости — белые карлики.
Лишь к концу XX в., когда объём знаний о физических процессах, происходящих в звёздах, существенно увеличился и стали понятными пути их эволюции, удалось найти теоретическое обоснование тем эмпирическим закономерностям, которые отражает диаграмма «спектр — светимость».
Пример решения задачи
1. Как определяют расстояния до звёзд? 2. От чего зависит цвет звезды? 3. В чём главная причина различия спектров звёзд? 4. От чего зависит светимость звезды?
1. Во сколько раз Сириус ярче, чем Альдебаран; Солнце ярче, чем Сириус? 2. Одна звезда ярче другой в 16 раз. Чему равна разность их звёздных величин? 3. Параллакс Веги 0,11″. Сколько времени идёт свет от неё до Земли? 4. Сколько лет надо было бы лететь по направлению к созвездию Лиры со скоростью 30 км/с, чтобы Вега стала вдвое ближе? 5. Во сколько раз звезда 3,4 звёздной величины слабее, чем Сириус, имеющий звёздную величину —1,6? Чему равны абсолютные величины этих звезд, если расстояние до каждой составляет 3 пк?
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звездная 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 независимо Эйнером 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.
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 звездную величину по вертикальной. Спектральный тип сложно отображать на диаграмме так как это не числовая величина и современные версии диаграммы представлю здесь цветовой индекс B-V звезд. Этот тип диаграммы часто называют Диаграмма Герцшпрунга — Рассела или цвет — звездная величина и часто используется наблюдателями. Если звезды находятся на близких одинаковых расстояниях (например звезды скоплений) то диаграмма часто используется для описания скопления и вертикальная ось становиться просто звездной величиной.
См. также
Примечания
Полезное
Векторная диаграмма — графическое изображение меняющихся по закону синуса (косинуса) величин и соотношений между ними при помощи направленных отрезков векторов. Векторные диаграммы широко применяются в электротехнике, акустике, оптике, теории колебаний и так далее.… … Википедия
Бета-распад нейтрона — Диаграмма Фейнмана для бета распада нейтрона на протон, электрон и электронное антинейтрино при участии виртуального тяжёлого … Википедия
Распад нейтрона — Диаграмма Фейнмана для бета распада нейтрона на протон, электрон и электронное антинейтрино при участии виртуального тяжёлого W бозона Бета распад нейтрона спонтанное превращение свободного нейтрона в протон с излучением β частицы (электрона) и… … Википедия
Миллиметрон — Производитель НПО имен … Википедия
ХАББАРДА МОДЕЛЬ — одна из фундам. моделей для описания систем сильно взаимодействующих электронов в кристалле. Модель была предложена в 1963 65 Дж. Хаббардом [1 ] и получила широкое развитие в последующие годы. X. м. является осн. моделью для описания зонного… … Физическая энциклопедия
ГОСТ 24453-80: Измерения параметров и характеристик лазерного излучения. Термины, определения и буквенные обозначения величин — Терминология ГОСТ 24453 80: Измерения параметров и характеристик лазерного излучения. Термины, определения и буквенные обозначения величин оригинал документа: 121. Абсолютная спектральная характеристика чувствительности средства измерений… … Словарь-справочник терминов нормативно-технической документации
Литая сталь — (L acier fondu, Flussstahl, cast steel) Всякий ковкий железный продукт, получаемый путем отливки, принято на заводах назыв. вообще Л. сталью. Такого определения мы будем здесь придерживаться, хотя многие делят Л. металл по способности его… … Энциклопедический словарь Ф.А. Брокгауза и И.А. Ефрона
ОПТИЧЕСКИЙ РЕЗОНАТОР — устройство, в к ром могут возбуждаться стоячие или бегущие эл. магн. волны оптич. диапазона. О. р. представляет собой совокупность неск. зеркал и явл. открытым резонатором, в отличие от большинства объёмных резонаторов, применяемых в диапазоне… … Физическая энциклопедия
ПЛАЗМА — частично или полностью ионизованный газ, в котором плотности положит. и отрицат. зарядов практически одинаковы. При сильном нагревании любое в во испаряется, превращаясь в газ. Если увеличивать темп ру и дальше, резко усилится процесс термич.… … Физическая энциклопедия
НЕЛИНЕЙНАЯ АКУСТИКА — область акустики, изучающая явления, для описания к рых обычные приближения линейной теории звука недостаточны и необходим учёт нелинейных членов ур ний гидродинамики и ур ния состояния. Обычно такие явления, т. я. нелинейные эффекты, возникают… … Физическая энциклопедия
НЕЛИНЕЙНАЯ ОПТИКА — раздел оптики, охватывающий исследования распространения мощных световых пучков в тв. телах, жидкостях и газах и их вз ствия с в вом. Сильное световое поле изменяет оптич. хар ки среды (показатель преломления, коэфф. поглощения), к рые становятся … Физическая энциклопедия
Диаграмма спектр — светимость
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела (варианты транслитерации: диаграмма Герцшпрунга — Рессела, Расселла, или просто диаграмма Г-Р или диаграмма цвет — звездная 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 независимо Эйнером 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.
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 звездную величину по вертикальной. Спектральный тип сложно отображать на диаграмме так как это не числовая величина и современные версии диаграммы представлю здесь цветовой индекс B-V звезд. Этот тип диаграммы часто называют Диаграмма Герцшпрунга — Рассела или цвет — звездная величина и часто используется наблюдателями. Если звезды находятся на близких одинаковых расстояниях (например звезды скоплений) то диаграмма часто используется для описания скопления и вертикальная ось становиться просто звездной величиной.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Не стоит бояться заголовка статьи. Давайте назовём по-другому — диаграмма спектр-светимость.
В начале 20 века Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел обнаружили существование зависимости между видом спектра и светимостью звёзд. В результате появился график, по одной оси которого откладывается спектральный класс, по другой — светимость.
Диаграмма кликабельна, откроется в новой вкладке в полный размер.
Как видите, по оси абсцисс (ось x) идут спектральные классы от горячих к холодным звёздам, а по оси ординат (ось y) — светимость в возрастающем порядке. На дополнительных осях — эквивалентный вариант, т.е. зависимость температуры от абсолютной звёздной величины.
Положение каждой звезды на диаграмме определяется её физической природой и стадией эволюции. С помощью этой диаграммы не сложно исследовать химический состав звёзд. Верхняя часть диаграммы соответствует звёздам большой светимости, которые при данном значении температуры имеют большие размеры. К таким звёздам относятся гиганты и сверхгиганты. В нижней части всё наоборот — здесь находятся звёзды малой светимости, которые имеют незначительные размеры — карлики.
Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга-Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме.
Запомните: диагональ, идущая слева направо вниз — главная последовательность. Около 90% всех звёзд находится на этой последовательности. Вдоль неё расположены звёзды, от самых горячих до наиболее холодных.
На диаграмме выше подписаны некоторые самые знаменитые звёзды, в том числе наше Солнце. Диаграмму Герцшпрунга-Рассела можно представить в следующем упрощённом виде:
Идея остаётся такой же, но воспринимается проще.
В общем-то и всё, что необходимо знать о зависимости температуры от звёздной величины.
Мой вам совет — держите в голове эту диаграмму, она не сложная для понимания, но имеет огромное значение в эволюции звёзд и астрономии в целом.