Hercšprung—Raselov dijagram
Hercšprung—Raselov dijagram ili H—R dijagram, nazvan po tvorcima Ejnaru Hercšprungu i Henriju Norisu Raselu, je moćan teorijski „alat“ koji povezuje efektivnu temperaturu (apscisa dijagrama) i luminoznost (ordinata dijagrama) zvezda. Ove dve veličine zavise od osnovnih osobina zvezde (masa, starost i hemijski sastav) i ne mogu se izmeriti direktno posmatranjima. Ipak, postoji veza između efektivne temperature i kolor-indeksa, kao i između luminoznosti i prividne veličine (a time i apsolutne), pa je moguće dobiti i verziju H—R dijagrama sa veličinama koje se mogu izmeriti posmatranjima, boju zvezde i magnitudu zvezde. Ovakav H—R dijagram se naziva dijagram boja—magnituda.
Transformacija Hercšprung—Raselovog u dijagram boja—magnituda nije najjednostavnija i zavisi od raznih faktora: udaljenost, starost, hemijski sastav, gravitacija na površini zvezde, unutrašnja struktura, kao i struktura atmosfere zvezde.
Opis
uredi
U zavisnosti od fizičkih osobina, zavisi i položaj zvezde na H—R dijagramu. Najveći broj zvezda se nalazi na glavnom nizu dijagrama (tu je i Sunce), a zvezde se evolutivno pomeraju po dijagonali glavnog niza: po formiranju zvezde se nalaze uglavnom nalaze u donjem desnom delu dijagrama gde su hladnije i manje luminozne zvezde. Vremenom napreduju ka gornjem levom delu gde su toplije i luminoznije zvezde. Odatle se odvaja grana džinova i superdžinova ka gore desno, i to su velike zvezde (a time i hladne) koje imaju veliki lumimozitet. Dole levo se nalazi grana belih patuljaka, malih zvezda malog luminoziteta, ali velike temperature.
Značaj
urediH—R dijagram služi za razaznavanje raznih tipova zvezda, za određivanje i bolje razumevanje evolucije zvezda i fizičkih osobina kako pojedinačnih, tako i zvezdanih skupova: otvorenih jata, globularnih jata i galaksija. Pomoću H—R dijagrama moguće je testirati teorijske pretpostavke i predviđanja iz modela evolucija zvezda pri upoređivanju sa posmatranjima; odrediti starost, hemijski sastav i udaljenost nekog zvezdanog skupa, pa čak i saznati njegovu istoriju, odnosnu prethodnu evoluciju.
Istorijska pozadina
urediU devetnaestom veku velika fotografska spektroskopska istraživanja zvezda vršena su na opservatoriji Harvard koledža, proizvodeći spektralne klasifikacije za desetine hiljada zvezda, što je na kraju kulminiralo katalogom Henrija Drejpera. U jednom segmentu ovog rada, Antonija Mauri je uključila podelu zvezda po širini njihovih spektralnih linija.[1] Hercšprung je primetio da zvezde opisane uskim linijama imaju tendenciju da imaju manja pravilna kretanja od ostalih iz iste spektralne klasifikacije. On je ovo smatrao kao indikaciju veće luminoznosti za uskolinijske zvezde i izračunao je sekularne paralakse za nekoliko grupa, što mu je omogućilo da proceni njihovu apsolutnu magnitudu.[2]
Godine 1910, Hans Rozenberg je objavio dijagram koji prikazuje prividnu magnitudu zvezda u jatu Plejade u odnosu na jačinu linije K kalcijuma i dve vodonične Balmerove linije.[3] Ove spektralne linije služe kao zamena za temperaturu zvezde, rani oblik spektralne klasifikacije. Prividna magnituda zvezda u istom jatu je ekvivalentna njihovoj apsolutnoj magnitudi i tako je ovaj rani dijagram zapravo bio dijagram svetlosti u odnosu na temperaturu. Isti tip dijagrama se i danas koristi kao sredstvo za prikazivanje zvezda u jatima bez potrebe da se u početku zna njihova udaljenost i sjaj.[4] Hercšprung je već radio sa ovom vrstom dijagrama, ali njegove prve publikacije koje to pokazuju bile su objavljene tek 1911. Ovo je takođe bio oblik dijagrama koji je koristio prividne veličine jata zvezda na istoj udaljenosti.[5]
Raselove rane verzije dijagrama (1913) su uključivale Maurijeve džinovske zvezde koje je identifikovao Hercšprung, one obližnje zvezde sa paralaksama izmerenim u to vreme, zvezde sa Hijada (obližnje otvoreno jato) i nekoliko pokretnih grupa, za koje bi metoda pokretnog klastera mogla da se koristi za izvođenje udaljenosti i na taj način dobijanje apsolutnih veličina za te zvezde.[6]
Forme dijagrama
urediPostoji nekoliko oblika Hercšprung-Raselovog dijagrama, a nomenklatura nije dobro definisana. Svi oblici imaju isti opšti raspored: zvezde većeg sjaja su prema vrhu dijagrama, a zvezde sa višom temperaturom površine prema levoj strani dijagrama.
Originalni dijagram prikazuje spektralni tip zvezda na horizontalnoj osi i apsolutnu vizuelnu magnitudu na vertikalnoj osi. Spektralni tip nije numerička veličina, već je niz spektralnih tipova monoton niz koji odražava temperaturu površine zvezde. Moderne opservacione verzije grafikona zamenjuju spektralni tip indeksom boja (na dijagramima napravljenim sredinom 20. veka, najčešće B-V boja) zvezda. Ovaj tip dijagrama je ono što se često naziva opservacionim Hercšprung-Raselovim dijagramom, ili posebno dijagramom boje-veličine (CMD), i često ga koriste posmatrači.[7] U slučajevima kada se zna da su zvezde na identičnim udaljenostima, kao što je unutar zvezdanog jata, dijagram boja-veličina se često koristi za opisivanje zvezda u jatu sa dijagramom u kome je vertikalna osa prividna veličina zvezda. Za članove klastera, prema pretpostavci, postoji jedna aditivna konstantna razlika između njihove prividne i apsolutne veličine, koja se naziva modul udaljenosti, za sve to jato zvezda. Rane studije obližnjih otvorenih jata (poput Hijada i Plejada) od strane Hercšprunga i Rozenberga proizvele su prve CMD, nekoliko godina pre Raselove uticajne sinteze dijagrama koji je prikupljao podatke za sve zvezde za koje su se mogle odrediti apsolutne magnitude.[3][5]
Interpretacija
uredi
Većina zvezda zauzima oblast na dijagramu duž linije koja se naziva glavni niz. Tokom faze svog života u kojoj se zvezde nalaze na liniji glavne sekvence, one spajaju vodonik u svojim jezgrima. Sledeća koncentracija zvezda je na horizontalnoj grani (fuzija helijuma u jezgru i sagorevanje vodonika u ljusci koja okružuje jezgro). Još jedna istaknuta karakteristika je Hercšprungov jaz koji se nalazi u oblasti između A5 i G0 spektralnog tipa i između +1 i -3 apsolutne magnitude (tj. između vrha glavne sekvence i giganata u horizontalnoj grani). Promenljive zvezde RR Lira mogu se naći levo od ovog jaza na delu dijagrama koji se zove traka nestabilnosti. Promenljive cefeida takođe padaju na traku nestabilnosti, pri većim osvetljenjima.
Naučnici mogu da koriste H-R dijagram da grubo izmere koliko je zvezdano jato ili galaksija udaljena od Zemlje. Ovo se može uraditi upoređivanjem prividnih veličina zvezda u jatu sa apsolutnim magnitudama zvezda sa poznatim rastojanjima (ili zvezda modela). Posmatrana grupa se zatim pomera u vertikalnom pravcu, sve dok se dve glavne sekvence ne preklapaju. Razlika u veličini koja je premošćena da bi se uskladile dve grupe naziva se modul udaljenosti i direktna je mera za rastojanje (zanemarujući izumiranje). Ova tehnika je poznata kao prilagođavanje glavne sekvence i vrsta je spektroskopske paralakse. Može se koristiti ne samo isključenje u glavnoj sekvenci, već i vrh zvezda grane crvenog džina.[8][9]
Dijagram koji je zabeležila ESA misija Gaja
uredi
ESA-ina misija Gaja pokazala je nekoliko karakteristika na dijagramu za koje se ili nije znalo ili se sumnjalo da postoje. Otkrivena je prazninu u glavnoj sekvenci koja se pojavljuje za M-patuljke i koja se objašnjava prelaskom sa delimično konvektivnog jezgra na potpuno konvektivno jezgro.[10][11] Za bele patuljke dijagram pokazuje nekoliko karakteristika. Dve glavne koncentracije se pojavljuju na ovom dijagramu prateći sekvencu hlađenja belih patuljaka koja se objašnjava sastavom atmosfere belih patuljaka, posebno atmosfere belih patuljaka u kojoj dominira vodonik u odnosu na helijum.[12] Treća koncentracija se objašnjava kristalizacijom jezgra unutrašnjosti belih patuljaka. Ovo oslobađa energiju i odlaže hlađenje belih patuljaka.[13][14]
Vidi još
urediReference
uredi- ^ 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.
- ^ 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.
- ^ a b 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.
- ^ 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.
- ^ a b 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). - ^ Russell, Henry Norris (1914). „Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars”. Popular Astronomy. 22: 275—294. Bibcode:1914PA.....22..275R.
- ^ 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. Pristupljeno 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.”
- ^ Da Costa, G. S.; Armandroff, T. E. (jul 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.
- ^ Müller, Oliver; Rejkuba, Marina; Jerjen, Helmut (jul 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.
- ^ „Mind the Gap: Gaia Mission Reveals the Insides of Stars”. Sky & Telescope (na jeziku: engleski). 2018-08-06. Pristupljeno 2020-02-19.
- ^ Jao, Wei-Chun; Henry, Todd J.; Gies, Douglas R.; Hambly, Nigel C. (jul 2018). „A Gap in the Lower Main Sequence Revealed by Gaia Data Release 2”. Astrophysical Journal Letters (na jeziku: engleski). 861 (1): L11. Bibcode:2018ApJ...861L..11J. ISSN 0004-637X. S2CID 119331483. arXiv:1806.07792 . doi:10.3847/2041-8213/aacdf6.
- ^ 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. (avgust 2018). „Gaia Data Release 2. Observational Hertzsprung-Russell diagrams”. A&A (na jeziku: engleski). 616: A10. Bibcode:2018A&A...616A..10G. ISSN 0004-6361. arXiv:1804.09378 . doi:10.1051/0004-6361/201832843 .
- ^ „ESA Science & Technology - Gaia reveals how Sun-like stars turn solid after their demise”. sci.esa.int. Pristupljeno 2020-02-19.
- ^ 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 (januar 2019). „Core crystallization and pile-up in the cooling sequence of evolving white dwarfs”. Nature (na jeziku: engleski). 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.
Literatura
uredi- Vukićević-Karabin, M.; Atanacković-Vukomanović, O. Opšta astrofizika. Beograd: Zavod za udžbenike i nastavna sredstva.
- Casagrande, L.; Portinari, L.; Flynn, C. (novembar 2006). „Accurate fundamental parameters for lower main-sequence stars”. MNRAS. 373 (1): 13—44. Bibcode:2006MNRAS.373...13C. S2CID 16400466. arXiv:astro-ph/0608504 . doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10999.x.
- Porter, Roy (2003). The Cambridge History of Science
. Cambridge, UK: Cambridge University Press. str. 518. ISBN 978-0-521-57243-9. - Sekiguchi, Maki; Fukugita, Masataka (avgust 2000). „A Study of the B-V Color-Temperature Relation”. The Astronomical Journal. 120 (2): 1072—1084. Bibcode:2000AJ....120.1072S. S2CID 14679334. arXiv:astro-ph/9904299 . doi:10.1086/301490. Pristupljeno 2008-09-14.
- Smith, Robert (1995). Observational Astrophysics . Cambridge, UK: Cambridge University Press. str. 236. ISBN 978-0-521-27834-8.
Spoljašnje veze
uredi
- Omega Cen H-R Arhivirano na sajtu Wayback Machine (11. novembar 2020) animation of a Hertzsprung–Russell diagram created from real Hubble data
- JavaHRD an interactive Hertzsprung–Russell diagram as a Java applet
- BaSTI a Bag of Stellar Tracks and Isochrones, simulations with FRANEC code by Teramo Astronomical Observatory
- Leos Ondra: The first Hertzsprung-Russell diagram
- Who first published a Hertzsprung-Russell diagram? Hertzsprung or Russell? Answer: neither! Arhivirano na sajtu Wayback Machine (15. maj 2021)