Hertzsprung-Russell diagram

Hertzsprung-Russell-diagrammet (Russell , förkortat G-R- diagram ) är ett spridningsdiagram som används inom astronomi , som representerar förhållandet mellan den absoluta magnituden och spektraltypen för stjärnor , eller mellan andra storheter som är nära besläktade med dessa parametrar. I vilket fall som helst visas ljusa stjärnor högst upp i diagrammet och mörka stjärnor längst ner; på vänster sida - heta blå stjärnor, till höger - kalla och röda. Begreppen " spektrum-luminositetsdiagram ", " luminositetseffektivt temperaturdiagram " och andra används också som synonymer för huvudtermen , även om, mer strikt, olika namn hänvisar till vissa varianter av diagrammet.

Punkterna som motsvarar stjärnorna på diagrammet är inte jämnt fördelade, utan koncentrerade till flera områden. Denna fördelning återspeglar särdragen i bildandet av stjärnor och förloppet av deras utveckling : positionen för en stjärna på diagrammet beror på dess massa, ålder och kemiska sammansättning. Den mest "befolkade" delen av diagrammet är huvudsekvensen , som går från det övre vänstra hörnet av diagrammet till det nedre högra hörnet: den bildas av stjärnor, i vars kärnor kärnförbränning av väte sker. Motsvarande utvecklingsstadium är det längsta, så 90 % av alla stjärnor finns i huvudsekvensen.

Diagrammet är uppkallat efter Einar Hertzsprung och Henry Norris Russell , som först byggde det i olika versioner 1911 och 1913.

Beskrivning

Hertzsprung-Russell-diagram (även Russell, eller förkortat G-R-diagram) är en scatterplot som används inom astronomi , som representerar förhållandet mellan absolut magnitud och spektraltyp för stjärnor , eller mellan andra storheter som är nära relaterade till dessa parametrar (se nedan ) [1] [2] .

Spektraltypen plottas horisontellt, eller en kvantitet relaterad till den: yttemperatur eller färgindex , med stjärnor av tidiga spektraltyper, höga temperaturer och blå färg visas på vänster sida av diagrammet, och sena spektraltyper, låga temperaturer och röda färg - på höger sida [ 2] [3] [4] .

Den absoluta magnituden eller ljusstyrkan plottas vertikalt på en logaritmisk skala , med ljusa stjärnor överst på diagrammet och svaga stjärnor längst ner. Dessutom, när man konstruerar ett Hertzsprung-Russell-diagram för en uppsättning stjärnor som man vet är belägna på samma avstånd, kan man använda den skenbara magnituden [3] [4] [5] .

Relation mellan använda parametrar

Stjärnans storlek och ljusstyrka

En stjärnas absoluta magnitud är relaterad till dess totala ljusstyrka . Det är bekvämt att uttrycka detta förhållande i solenheter och använda solens bolometriska (mätt med hänsyn till strålning i alla delar av spektrumet) absoluta stjärnstorleken . För den bolometriska absoluta magnituden för den studerade stjärnan tar beroendet följande 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 }).

Förhållandet mellan total ljusstyrka och absolut magnitud i ett visst fotometriskt band - till exempel magnitud i V-bandet - inkluderar också en motsvarande bolometrisk korrigering , som beror på stjärnans temperatur. Detta värde är per definition lika med skillnaden mellan den bolometriska stjärnmagnituden och stjärnans magnitud i det givna fotometriska bandet: . Då ser förhållandet mellan ljusstyrka och magnitud ut så här [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 }).

Stjärnans skenbara och absoluta magnituder är relaterade till avståndet från stjärnan till observatören. Per definition är den absoluta magnituden för en stjärna lika med den skenbara magnituden som stjärnan skulle ha om den befann sig 10 parsec bort . Då uttrycks förhållandet mellan dem med formeln [8] :

M=m+5-5\lg r,

där är den absoluta magnituden, är den skenbara magnituden och är avståndet till stjärnan i parsec [8] . $M$ $m$ $r$

Spektralklasser, effektiva temperaturer och färgindex

Emissionsspektrumet för en stjärna liknar delvis spektrumet för en svartkropp, och Wiens förskjutningslag kan tillämpas på det : ju högre temperatur en svartkropp har, desto kortare våglängder kommer att vara spektrumets maximum, och strålningen kommer att ha ett blåare färgindex [9] .

En stjärnas spektralklass bestäms av närvaron och intensiteten av olika absorptionslinjer i stjärnans spektrum, som uppstår som ett resultat av elektronövergångar mellan vissa energinivåer . Frekvensen av dessa övergångar och deras möjlighet beror starkt på temperaturen, så spektralklassen visar sig också vara relaterad till temperaturen [9] .

Temperaturen på ytan av en stjärna, dess spektraltyp och färgindex visar sig således hänga ihop [9] . Nedan finns en tabell som visar sambandet mellan spektraltyp, effektiv temperatur och B−V-färgindex för huvudsekvensstjärnor [10] .

Samband mellan spektraltyp, effektiv temperatur och färgindex B−V [10] :

Spektralklass	Effektiv temperatur, K	Färgindex 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

Stjärnradier

Positionen för en stjärna på Hertzsprung-Russell-diagrammet återspeglar också dess storlek, eftersom den effektiva temperaturen , radien och ljusstyrkan är relaterade till varandra av Stefan-Boltzmann-lagen [11] [12] : $T_{\text{eff))$ $R$ $L$

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

var är Stefan-Boltzmann-konstanten [11] . Således uttrycks en stjärnas radie i termer av temperatur och ljusstyrka enligt följande [13] : $\sigma$

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

var är solens radie , temperatur och ljusstyrka. Det är också vanligt att representera radiens logaritm i termer av motsvarande kvantiteter och använda solenheter för radien och ljusstyrkan, det vill säga [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}}}}.

Vy över diagrammet och samband med stjärnornas utveckling

I Hertzsprung-Russell-diagrammet är stjärnorna inte jämnt fördelade, utan är koncentrerade främst till flera områden. Denna fördelning återspeglar särdragen i bildandet av stjärnor och förloppet av deras utveckling : massan, kemiska sammansättningen och åldern av en stjärna bestämmer dess position på Hertzsprung-Russell-diagrammet [1] [12] .

Ljusstyrka klasser och områden på diagrammet

På Hertzsprung-Russell-diagrammet bildar stjärnor sekvenser som kallas luminositetsklasser , den mest anmärkningsvärda av dessa är huvudsekvensen (se nedan ). I varje klass av ljusstyrka finns ett visst samband mellan färg och ljusstyrka [1] [14] .

Ljusstyrka klasser anges med romerska siffror. Följande är de viktigaste ljusstyrkaklasserna i ordning efter minskande ljusstyrka [14] [15] [16] :

Jag - superjättar . Det finns flera underklasser:
- 0, Ia-0 eller Ia + är de ljusaste superjättarna eller hyperjättarna .
- Ia är ljusa superjättar.
- Iab är normala superjättar.
- Ib är superjättar med låg ljusstyrka.
II - ljusa jättar .
III - jättar .
IV - subjättar .
V är huvudsekvensstjärnor .
VI - subdvärgar .
VII - vita dvärgar .

I sällsynta fall urskiljs ljusstyrka klass VIII, till vilken kärnorna i planetariska nebulosor hör och förvandlas till vita dvärgar [17] . Utöver de beskrivna ljusklasserna kan även andra områden på diagrammet urskiljas [18] .

Huvudsekvens och subdvärgar

De allra flesta stjärnor - cirka 90 %, inklusive solen , finns på huvudsekvensen - en diagonal remsa som går från det övre vänstra hörnet av diagrammet till det nedre högra hörnet, det vill säga från ljusa och heta stjärnor av spektralklass O för att kyla och dämpa stjärnor av klass M [1 ] [11] [14] [19] . Stjärnornas ljusstyrka i huvudsekvensen varierar från 10 −4 till 10 6 L ⊙ (och följaktligen de absoluta stjärnstorlekarna - från −6 m till +16 m [20] ) och temperaturer - från 3 till 50 tusen K [21] [22] . Oavsett deras storlek, kallas huvudsekvensstjärnor vanligtvis som " dvärgar " - till exempel röda dvärgar och gula dvärgar . Alla stjärnor som kallas dvärgar tillhör dock inte huvudsekvensen: till exempel är vita dvärgar eller bruna dvärgar inte huvudsekvensstjärnor [23] [24] .

På huvudsekvensen finns det stjärnor som bränner väte i sina kärnor - detta är det längsta evolutionsteget, vilket är orsaken till befolkningen i denna region, dessutom, under tiden som spenderas på huvudsekvensen, stjärnans parametrar ändra lite. Placeringen av en stjärna på den beror huvudsakligen på stjärnans massa, och, mycket svagare, på ålder och kemisk sammansättning. Ju större massa en stjärna har, desto högre temperatur och ljusstyrka, och desto högre är den på huvudsekvensen. Den nedre delen av huvudsekvensen är mycket mer befolkad än den övre delen, eftersom mer massiva stjärnor bildas i färre antal och utvecklas snabbare, vilket lämnar huvudsekvensen [1] [25] .

Subdvärgar bildar en sekvens som löper längs huvudsekvensen, i spektralklasser från A till M , men under den med cirka 1,5 m [14] . Liksom huvudsekvensstjärnor bränner subdvärgar väte i sina kärnor, men har ett lägre överflöd av tunga grundämnen [26] .

Jättar och underjättar

Jättar är stora stjärnor som finns ovanför huvudsekvensen på Hertzsprung-Russell-diagrammet [27] . Den mest märkbara grenen av jättar i spektralklasserna G , K , M : i dessa spektralklasser är stjärnorna tydligt indelade i huvudsekvensdvärgar och jättestjärnor [28] . Till exempel, för jättestjärnor i övergången från spektralklassen G0 till klass M5, ökar ljusstyrkan i genomsnitt från 30 till 1000 L ⊙ , medan för huvudsekvensstjärnor i samma spektralklass minskar ljusstyrkan från 1,5 till 0,01 L ⊙ [29] . Jättar av spektraltyperna K och M utgör en undertyp som kallas röda jättar [30] . Subjättar är stjärnor som, på Hertzsprung-Russell-diagrammet, upptar en mellanliggande region mellan huvudsekvensen och jättar [31] .

Stjärnor faller in i subjättarnas område, och sedan - jättar efter att väte är uttömt i stjärnans kärna, blir kärnan helt helium och kärnförbränningen av väte fortsätter i lagerkällan. Kraften av energifrigöring ökar, och med det ljusstyrkan; stjärnans yttre skikt expanderar, stjärnans temperatur sjunker, därför rör sig den på Hertzsprung-Russell-diagrammet uppåt och åt höger och faller in i området för röda jättar [32] . Gränsen mellan subjätte- och jättestadiet anses vara spridningen av konvektionszonen över hela stjärnans hölje: vid subjättestadiet är stjärnans yttre skikt ännu inte helt konvektiva [33] . Mer massiva stjärnor kan bli blå jättar när de redan har lämnat huvudsekvensen och är på väg att bli en superjätte - för dem liknar detta utvecklingsstadium subjättestadiet för mindre massiva stjärnor [34] .

Jättar går igenom flera stadier av evolution, som var och en motsvarar vissa områden på diagrammet [35] :

Den röda jättegrenen går i spektralklasserna K och M med en snabb ökning av ljusstyrkan mot sena klasser, upp till en absolut magnitud av −3m , så att den ligger nästan vertikalt på diagrammet. I detta skede sker inga reaktioner i stjärnornas kärnor, och kärnförbränningen av väte sker i ett skal runt kärnan [20] [35] .
Den horisontella grenen löper horisontellt nära den absoluta magnituden 0 m , med en stor spridning av spektraltyper. Horisontella grenstjärnor bränner helium i sina kärnor. En fullfjädrad horisontell gren observeras i system som är fattiga på tunga element; för system med hög halt av metaller, i synnerhet i närheten av solen, observeras endast en ganska tätbefolkad röd del av den horisontella grenen, kallad den röda klungan , [20] [19] . En remsa av instabilitet passerar genom en del av den horisontella grenen - ett område där stjärnor utsätts för pulsationer , därför är vissa stjärnor i den horisontella grenen också RR Lyrae-variabler [36] .
Den asymptotiska jättegrenen går från den horisontella grenen till toppen av den röda jättegrenen. Stjärnor i motsvarande utvecklingsstadium har redan tömt ut heliumet i kärnan, och heliumförbränning sker i skalet runt dessa stjärnors kärnor [35] .

Stjärnor, särskilt massiva sådana, tillbringar lite tid i det subgigantiska scenen. Av denna anledning, på Hertzsprung-Russell-diagrammet, är regionen där subjättarna med mellan- och högmassa bör vara belägna inte särskilt befolkad, och till exempel på Hertzsprung-Russell-diagrammet för stjärnor i närheten av solen, finns det är ett gap mellan huvudsekvensen och den gigantiska grenen, känd som Hertzsprung-gapet . Samtidigt, till exempel i diagram för klotformade stjärnhopar, är grenen av subjättar tydligt synlig [33] [37] .

Superjättar

Superjättar är de ljusstarkaste av alla stjärnor, med ljusstyrkor som sträcker sig från tiotusentals till miljoner solenergier , och deras absoluta magnituder varierar i genomsnitt från −4 m till −8 m [38] [39] [40] . På Hertzsprung-Russell-diagrammet upptar dessa stjärnor den översta delen [14] .

Massiva stjärnor blir superjättar efter att väte är uttömt i deras djup: förbränningen av väte fortsätter i en lagerkälla, och kärnreaktioner börjar äga rum i kärnan med deltagande av allt tyngre grundämnen. Stjärnans yttre skikt expanderar och svalnar, och stjärnan, som rör sig åt höger längs diagrammet, blir en superjätte: först blå , sedan röd [39] [41] , men om stjärnan förlorar lite massa kan den bli en blå superjätte [38] .

Vita dvärgar

Vita dvärgar är stjärnor med relativt höga temperaturer, men en liten radie, varför de har små ljusstyrkor och ligger i det nedre vänstra hörnet av diagrammet. Med samma spektraltyper är vita dvärgar cirka 10 m mörkare än huvudsekvensstjärnor [1] [42] .

Stjärnor med massor av upp till flera solmassor blir vita dvärgar i slutet av sina liv. Efter att en stjärna på det röda jättestadiet får slut på material för kärnreaktioner, fäller den sina yttre skal. En planetarisk nebulosa uppstår från den utstötta materien , i mitten av vars kärna förblir den tidigare kärnan av stjärnan, som har en mycket hög temperatur - denna kärna blir en vit dvärg. Vita dvärgar spenderar den termiska energin som lagras i deras inre på strålning, kyls gradvis ned och bleknar [4] [43] .

Diagramgränser

Humphrey-Davidson-gränsen

Hertzsprung-Russell-diagrammet avgränsas från ovan av Humphreys - Davidson - gränsen , även känd som de Jager- gränsen , över vilken stabila stjärnor som inte uppvisar variation inte observeras . För röda superjättar är den begränsande ljusstyrkan cirka 3⋅10 5 L ⊙ , den ökar med ökande temperatur och för blå superjättar är den 1,6⋅10 6 L ⊙ [44] [45] . Tydligen, när ljusstyrkan är för hög, börjar stjärnan snabbt att förlora massa, men den exakta mekanismen som leder till uppkomsten av en sådan gräns är okänd [46] [47] [48] .

Hayashi Line

Området i diagrammet som kan innehålla röda jättar avgränsas till höger av Hayashi-linjen . Om stjärnan är kemiskt homogen och helt täckt av konvektion , är temperaturgradienten inuti den lika med den adiabatiska gradienten . Då är temperaturen på stjärnans yta relaterad till dess massa, kemiska sammansättning och beror svagt på ljusstyrkan. Vid en fast massa och kemisk sammansättning kvarstår ett samband mellan temperatur och ljusstyrka, som på Hertzsprung-Russell-diagrammet kommer att ha formen av en nästan vertikal linje - Hayashi-linjen. Hayashi-linjerna är som regel belägna i diagrammets område med temperaturer på 3000–5000 K , och regionen till höger om dem kallas den förbjudna zonen [49] [45] .

Med samma massa, ljusstyrka och kemiska sammansättning kan en stjärna också ha en högre temperatur än den som ges av Hayashi-spåret: då är medeltemperaturgradienten i den under den adiabatiska, och det måste finnas områden där konvektion saknas i Det. En stjärna kan dock inte ha en lägre temperatur. Om vi föreställer oss att stjärnans yttemperatur har hamnat under Hayashi-gränsen, kommer medeltemperaturgradienten i den att vara högre än den adiabatiska gradienten. Detta kommer att leda till stark konvektion inuti stjärnan, energi kommer effektivt att överföras till dess yta och temperaturen kommer att stiga tills dess gradient blir adiabatisk igen, och stjärnan återvänder till Hayashi-spåret [49] .

Diagramvy för olika exempel på stjärnor

Gerushsprung-Russell-diagrammen konstruerade för prover av stjärnor sammanställda enligt olika egenskaper skiljer sig märkbart. Till exempel, ett diagram för en klotformad stjärnhop ser annorlunda ut än ett diagram byggt för stjärnor nära solen [4] [28] .

Närmaste stjärnor och ljusaste stjärnor

När man analyserar Gerushsprung-Russell-diagrammet är det nödvändigt att ta hänsyn till den möjliga påverkan av urvalsbias . Sålunda kan ljusare stjärnor upptäckas på större avstånd än svagare, och är mer benägna att falla in i ett visst urval av stjärnor. På grund av detta skiljer sig diagrammet som konstruerats för närliggande stjärnor avsevärt från diagrammet för stjärnor som ser ljusa ut - i det första fallet faller jättestjärnor och ljusstarka huvudsekvensstjärnor praktiskt taget inte in i diagrammet, även om de finns i det andra fallet [ 28] .

Stjärnhopar

Även om avståndet till stjärnhopen är okänt, så kan det antas att alla stjärnorna är på samma avstånd, därför är skillnaden mellan den skenbara och absoluta stjärnhopen densamma för stjärnorna i klustret, och du kan bygga ett diagram med hjälp av stjärnornas skenbara magnituder. Således påverkar inte fel vid bestämning av avståndet till enskilda stjärnor uppskattningen av deras magnitud, dessutom är stjärnorna i klustret ganska enhetliga i egenskaper, så att det på Gerushsprung-Russell-diagrammet för klustret är möjligt att tydligt särskilja olika regioner [50] . Utseendet på Gerushsprung-Russell-diagrammet för de flesta stjärnhopar indikerar att stjärnorna i en enda klunga har samma kemiska sammansättning och ålder, det vill säga att de bildades nästan samtidigt. Med andra ord, stjärnorna i samma hop på Gerushsprung-Russell-diagrammet är belägna nära en viss isokron (se nedan ). Analys av de observerade diagrammen, liksom deras jämförelse med teoretiskt beräknade isokroner, gör det möjligt att bestämma klustrets ålder och metallicitet , liksom avståndet till det [51] .

Konstruktionen av Hertzsprung-Russell-diagrammet för klothopar kompliceras av den höga koncentrationen av stjärnor inuti dessa objekt, eftersom stjärnor nära varandra lätt kan misstas för ett objekt. För öppna kluster är detta problem mindre akut, eftersom stjärnorna i dem inte är så tätt packade. Men närheten av sådana objekt till galaxens skiva leder till att fältstjärnor ofta är placerade mot bakgrunden av klustret, dessutom påverkas klustrets utseende av interstellär utrotning [52] .

Globulära kluster

I klotformiga hopar begränsas huvudsekvensen ovanifrån av en relativt låg ljusstyrka och passerar in i subjättegrenen som är kopplad till huvudsekvensen genom en vändpunkt . Samtidigt observeras stjärnor i den övre delen av huvudsekvensen också i närheten av solen. Det betyder att stjärnorna i klothopar är gamla, eftersom endast unga stjärnor kan finnas i den övre delen av huvudsekvensen. Dessutom är subjättens gren ganska smal i klothopar: detta särdrag indikerar att alla stjärnor som ursprungligen var belägna på huvudsekvensen något ovanför vändpunkten lämnar huvudsekvensen samtidigt [53] . Ett litet antal stjärnor i huvudsekvensen ovanför vändpunkten - blå eftersläpande - förklaras av sammanslagningar av stjärnor eller utbyte av massor mellan dem [54] . Dessutom, på grund av det låga innehållet av metaller, löper huvudsekvensen i klothopar lägre än till exempel i öppna hopar [55] .

Samma gren av underjättar i den övre delen övergår i grenen av röda jättar . Dessutom är den horisontella grenen tydligt synlig i Gerushsprung-Russell-diagrammet för klotformade stjärnhopar , den asymptotiska jättegrenen och svaga vita dvärgar observeras ofta [56] [57] .

Öppna kluster

Öppna stjärnhopar har också en huvudsekvens, och till skillnad från klothopar når den högre ljusstyrkor, vilket är förknippat med en yngre ålder av stjärnor i öppna hopar - även om den ljusaste delen av huvudsekvensen också saknas [58] .

En annan egenskap är den stora spridningen i stjärnornas positioner i den nedre delen av huvudsekvensen: den observerade spridningen kan inte förklaras av observationsfel och beror på att vissa stjärnor ännu inte har nått huvudsekvensen efter bildandet [58] .

Stjärnor i den övre delen av huvudsekvensen utvecklas ganska snabbt, så den region där stjärnorna i evolutionens sena stadier finns är vanligtvis dåligt befolkade i öppna hopar. Stjärnsekvensen kan sluta abrupt vid vändpunkten, i motsats till klothopar, där den passerar in i subjättens gren, och ett Hertzsprung-gap kan observeras i diagrammet [59] .

Evolutionära spår och isokroner

Utvecklingen av stjärnor leder till en förändring i deras yttre parametrar över tid. Denna förändring kan bekvämt beskrivas med hjälp av Hertzsprung-Russell-diagrammet: vägen som en stjärna tar längs diagrammet under sin livstid kallas ett evolutionärt spår [60] . I de flesta fall sker dessa förändringar i stjärnans parametrar för långsamt för att kunna märkas [61] .

Den enklaste modellen av stjärnpopulationen ur evolutionens synvinkel antar att stjärnorna i den bildades samtidigt från samma ämne och skiljer sig endast i massa. Eftersom stjärnor med olika massor utvecklas i olika takt, kan de vid samma ålder vara i olika utvecklingsstadier. Denna modell, trots sin enkelhet, beskriver väl stjärnhopar (se ovan ) och några galaxer . Inom ramen för en sådan modell, på Hertzsprung-Russell-diagrammet, bör stjärnorna rada upp sig längs en kurva som kallas en isokron [51] .

Analys av det observerade Hertzsprung-Russell-diagrammet, till exempel, för en stjärnhop och dess jämförelse med teoretiskt beräknade isokroner gör det möjligt att bestämma dess ålder och metallicitet , såväl som avståndet till det [62] .

Variabla stjärnor på diagrammet

Variabla stjärnor - de som har visat sig förändras i skenbar ljusstyrka med tiden - är indelade i ett stort antal typer, med stjärnor av vissa typer som upptar vissa platser på Hertzsprung-Russell-diagrammet. Till exempel är remsan av instabilitet ett område på diagrammet som innehåller variabla stjärnor av flera typer, i synnerhet Cepheider och RR Lyrae-variabler som spelade en viktig roll i astronomi . Vid en viss kombination av stjärnans yttemperatur och dess ljusstyrka, som motsvarar positionen på instabilitetsremsan, blir stjärnan föremål för pulsationer och dess ljusstyrka börjar fluktuera [63] [64] .

Diagramvarianter

Som synonymer för termen "Hertzsprung-Russell diagram" kan sådana begrepp som "spektrum - ljusstyrka diagram", "ljusstyrka diagram - effektiv temperatur" och några andra användas. Samtidigt kan Hertzsprung-Russell-diagrammet kallas dess olika varianter med olika parametrar längs axlarna [2] [5] . Men mer strikt används olika namn för de olika diagramvarianterna som används [3] .

Hertzsprung-Russell-diagrammet är historiskt sett den första versionen av diagrammet, uppkallat efter de vetenskapsmän som först byggde det självständigt (se nedan ). Den absoluta magnituden och spektraltypen plottades längs axlarna i detta diagram , men spektraltypen är ett diskret värde , så alternativ där spektraltypen ändras till någon kontinuerlig parameter används nu mer allmänt [3] .
Vid bearbetning av observationsdata, oftast ett diagram, längs vars axlar den absoluta stjärnmagnituden (eller synlig, om stjärnorna är kända för att vara belägna på samma avstånd) och färgindex plottas. Detta alternativ kallas ett färg-magnituddiagram [3] .
I teoretiska beräkningar är det mest praktiskt att använda ett diagram längs axlarna för vilka den effektiva temperaturen och ljusstyrkan plottas på en logaritmisk skala: detta alternativ kallas det teoretiska färg-magnituddiagrammet [3] .

Eftersom stjärnor av samma spektraltyp och ljusstyrka har samma färger, effektiva temperaturer och ljusstyrkor visar sig dessa tre typer av diagram vara likvärdiga med varandra. Men för att göra en kvantitativ omvandling av diagram av en typ till en annan är det nödvändigt att med god noggrannhet veta förhållandet mellan den effektiva temperaturen, den bolometriska korrigeringen och spektralklassen [3] .

Liknande diagram

På färg-färgdiagrammet är två olika färgindikatorer plottade längs axlarna . Positionerna för stjärnor av olika spektralklasser och ljusstyrkaklasser på liknande diagram skiljer sig också åt [65] .
Ett diagram där stjärnornas rumsliga täthet i stället för enskilda stjärnor noteras i motsvarande position på Hertzsprung-Russell-diagrammet, beroende på det, kallas Hess-diagrammet[66] [67] .
Färg-magnituddiagrammet kan också användas för galaxer på samma sätt som för stjärnor. Liksom i Hertzsprung-Russell-diagrammet särskiljs mer och mindre befolkade regioner för galaxer i ett liknande diagram [68] .

Utforskar

År 1905 upptäckte den danske astronomen Einar Hertzsprung att stjärnor kan delas in i två klasser efter deras radier: dvärgar och jättar. Han, 1911, tillsammans med den tyske vetenskapsmannen Hans Rosenbergbyggde först ett diagram "färgindex - uppenbar magnitud" för stjärnor i Hyaderna och Plejaderna . Den amerikanske astronomen Henry Norris Russell byggde 1913 ett "spektralklass - absolut magnitud"-diagram för stjärnor nära solen. Hertzsprung-Russell-diagrammet är uppkallat efter dessa två vetenskapsmän [1] . Diagrammen avslöjade huvudsekvensen , såväl som en separat region bebodd av röda jättar . Senare upptäcktes också en sekvens av vita dvärgar [69] .

Hertzsprung-Russell-diagrammet blev därefter ett viktigt verktyg i studiet av stjärnutvecklingen [69] . Den har inte förlorat sin betydelse ens på 2000-talet [70] .

Anteckningar

↑ 1 2 3 4 5 6 7 Mironov A.V. Hertzsprung - Russell diagram . Stora ryska encyklopedin . Hämtad: 6 september 2022. (obestämd)
↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , sid. 146-148.
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Binney, Merrifield, 1998 , s. 102-103.
↑ 1 2 3 4 Hertzsprung-Russell-diagram (engelska) . Encyclopedia Britannica . Hämtad: 6 september 2022.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 376.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 374-375.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 59-60.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 373-374.
↑ 1 2 3 Färger, temperaturer och spektraltyper av stjärnor . Pennsylvania State University . Tillträdesdatum: 15 september 2022. (obestämd)
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 378-379.
↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , sid. 148-149.
↑ 1 2 Zasov, Postnov, 2011 , sid. 152.
↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 380.
↑ 1 2 3 4 5 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 377.
↑ Surdin, 2015 , sid. 148-150.
↑ Yungelson L. R. Ljusstyrka klasser . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 16 april 2021. Arkiverad från originalet 16 april 2021. (obestämd)
↑ Surdin, 2015 , sid. 150.
↑ Darling D. Hertzsprung-Russell diagram . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad: 14 september 2022. (obestämd)
↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , sid. 103.
↑ 1 2 3 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71-73. Cambridge University Press . Hämtad 1 april 2021. Arkiverad från originalet 29 december 2010. (obestämd)
↑ Surdin, 2015 , sid. 151.
↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Stjärnor: deras struktur, liv och död . Huvudsekvens . Astronet . Hämtad 1 april 2021. Arkiverad från originalet 29 juni 2020. (obestämd)
↑ Mironov A. V. Huvudsekvens . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 3 april 2021. Arkiverad från originalet 17 april 2021. (obestämd)
↑ Älskling D. Dvärgstjärna . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 3 april 2021. Arkiverad från originalet 7 februari 2022. (obestämd)
↑ Surdin, 2015 , sid. 148-152.
↑ Yungelson L.R. Subdwarfs . Stora ryska encyklopedin . Tillträdesdatum: 17 september 2022. (obestämd)
↑ Jätte stjärna . Encyclopedia Britannica . Hämtad: 14 september 2022.
↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2016 , sid. 236.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 110.
↑ Yungelson L. R. Röda jättar och superjättar . Stora ryska encyklopedin . Hämtad: 14 september 2022. (obestämd)
↑ David Darling. subjätte . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 9 februari 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021. (obestämd)
↑ Surdin, 2015 , sid. 152.
↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , sid. 265.
↑ Älskling D. Blå jätte . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad: 14 september 2022. (obestämd)
↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2016 , s. 236, 269-270.
↑ Karttunen et al., 2016 , s. 236, 269-270, 303.
↑ Salaris, Cassisi, 2005 , sid. 142.
↑ 12 Älskling D. Supergiant . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 23 mars 2021. Arkiverad från originalet 7 januari 2018. (obestämd)
↑ 1 2 Yungelson L. R. Superjättar . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 23 mars 2021. Arkiverad från originalet 9 maj 2021. (obestämd)
↑ Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (Eng.) 65-73. Cambridge University Press . Hämtad 23 mars 2021. Arkiverad från originalet 29 december 2010.
↑ Surdin, 2015 , sid. 154-155, 159-161.
↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 418.
↑ Blinnikov S.I. Vita dvärgar . Stora ryska encyklopedin . Tillträdesdatum: 17 september 2022. (obestämd)
↑ de Jager C. Stabilitetsgränsen för hypergigantiska fotosfärer. // Astronomi och astrofysik. - 1984-09-01. - T. 138 . — S. 246–252 . — ISSN 0004-6361 .
↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , s. 274-275.
↑ Glatzel W., Kiriakidis M. Stabilitet av massiva stjärnor och Humphreys / Davidson Limit // Månatliga meddelanden från Royal Astronomical Society. - 1993-07-01. - T. 263 . - S. 375 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/263.2.375 .
↑ Weis K., Duschl WJ Utflöde från och asymmetrier i nebulosan runt 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 undersökning av Humphreys-Davidson-gränsen vid hög och låg metallicitet // Astronomi och astrofysik. — 2020-03-01. - 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 , sid. 103-104.
↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , sid. 259.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 332-334, 381.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 335-336.
↑ Älskling D. Blå efterslängare . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 12 januari 2022. Arkiverad från originalet 15 januari 2022. (obestämd)
↑ Karttunen et al., 2016 , sid. 364.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 334.
↑ Moehler S., Bono G. White Dwarfs in Globular Clusters . - 2008-06-01.
↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , s. 381-382.
↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 383-384.
↑ Salaris, Cassisi, 2005 , sid. 110.
↑ Karttunen et al., 2016 , sid. 299.
↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 259-314.
↑ Karttunen et al., 2016 , s. 299-308.
↑ Variabla stjärnor . Penn State University . Tillträdesdatum: 12 oktober 2022. (obestämd)
↑ Binney, Merrifield, 1998 , sid. 108-109.
↑ Ochsenbein F. Hess-diagrammet i den övre delen av HR-diagrammet . — 1983.
↑ Hessdiagram . En etymologisk ordbok för astronomi och astrofysik . Hämtad: 9 oktober 2022. (obestämd)
↑ 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 - Astrofysikens uppkomst . Encyclopedia Britannica . Hämtad: 13 oktober 2022.
↑ Langer N., Kudritzki R.P. Det spektroskopiska Hertzsprung-Russell-diagrammet // Astronomy and Astrophysics. — 2014-04-01. - T. 564 . - S. A52 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201423374 .

Litteratur

Surdin VG Astronomi: XXI århundradet. - 3:e uppl. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 sid. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
Zasov A. V., Postnov K. A. Allmän astrofysik . - 2:a uppl. korrekt och ytterligare - Fryazino: Vek 2, 2011. - 576 sid. — ISBN 978-5-85099-188-3 .
Kononovich E. V., Moroz V. I. Allmän kurs i astronomi. — 2:a, rättad. — M .: URSS , 2004. — 544 sid. — ISBN 5-354-00866-2 .
Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 388 sid. — ISBN 978-0-470-09219-X .
Binney J., Merrifield M. Galactic Astronomy . - Princeton: Princeton University Press , 1998. - 816 sid. - ISBN 978-0-691-23332-1 .
Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 6:e upplagan. — Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2016. - 550 sid. - ISBN 978-3-662-53045-0 .
Kippenhahn R., Weigert A., Weiss A. Stjärnstruktur och evolution . — 2:a uppl. - Berlin: Springer, 2013. - 604 sid. - ISBN 978-3-642-30304-3 .

Ordböcker och uppslagsverk	Stor katalanska Stor norsk Britannica (online)

Stjärnor
Klassificering	Hyperjättar superjättar Ljusa jättar Jättar Underjättar Huvudsekvensstjärnor (dvärgar) underdvärgar vita dvärgar hyperhastighetsstjärnor variabla stjärnor
Substellära objekt	brun dvärg subbrun dvärg Planetar
Evolution	Bildning protostjärna Stjärna till huvudsekvens Huvudsekvens Underjättegren Röd jättegren horisontell gren röd förtjockning blå slinga Asymptotisk gren av jättar planetarisk nebulosa supernova vit dvärg blå dvärg neutronstjärna Svart hål
Nukleosyntes	Proton-proton cykel CNO-cykel helium blixt Trippel heliumreaktion Brinnande kol koldetonation neonbränning brinnande syre Silikonbränning s-process r-process p-process rp process alfaprocess
Strukturera	Kärna konvektiv zon strålningszon stjärnstämning Fotosfär Kromosfär krona Vind Ett magnetfält
Egenskaper	Absolut magnitud metallicitet Färgindex Rätt rörelse Spektralklass Effektiv temperatur
Relaterade begrepp	Helt svart kropp Hertzsprung-Russell diagram Stjärnföreningar stjärnsystem stjärnhopar planetsystem Fraunhofer linjer
Stjärnlistor	Den mest massiva Den största Den ljusaste med högsta ljusstyrka Den närmaste bruna dvärgar Egna namn på stjärnor