Диаграммы Герцшпрунга-Рассела что представляет, как используется и ее последовательность, астрофизика

Астрофизика полагается на наблюдения, потому что большинство объектов и явлений, которые она изучает, недоступны в лаборатории. Они также включают в себя огромное количество энергии, вещества, скорости, расстояния и т. Д., Что делает невозможным проведение измерений. Например, хотя у нас есть множество теоретических моделей внутренней структуры Солнца, мы не смогли выполнить прямые измерения из-за экстремальных температур, достигаемых звездами.

Эти ограничения уже вдохновили древних астрономов на принятие стратегии статистического вывода. Если собрать достаточно данных для одного и того же явления, используя разные характеристики, которые можно измерить с земли, статистика может обеспечить первый подход к пониманию основных характеристик этого явления. Древние астрономы, у которых еще не было телескопов, изучали яркость звезд, видимую их глазами, и записывали свои измерения, связанные с положением этих звезд на небе. Это обеспечило первый подход к вопросу о том, является ли небо или космос однородным (равным или почти равным в любом направлении). Чтобы рассмотреть диаграмму Герцшпрунга-Рассела, нажмите на нее!

Современные астрономы и астрофизики, напротив, располагают большим количеством передовых устройств, которые улучшили качество измерений, выполняемых с Земли (или с поверхности близких планет, таких как Марс). Это, наряду с развитием самой физики, позволило им создавать более сложные статистические модели, которые фиксируют некоторую релевантную информацию об астрономических явлениях. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела является одной из наиболее широко используемых. Ей удается отразить этапы звездной эволюции, классифицируя тысячи звезд в соответствии с их светимостью и температурой поверхности.

Что такое диаграмма Герцшпрунга-Рассела?
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела представляет собой графическое двумерное представление каждой известной звезды в соответствии с ее светимостью и температурой поверхности. Причина выбора этих двух переменных будет рассмотрена ниже.

Яркость
Яркость - это мера общей электромагнитной мощности, излучаемой объектом. Она измеряется в ваттах (Вт), что определяется как джоули (единица энергии, Дж) в секунду.

Измерение яркости - непростая задача из-за следующих факторов:

Электромагнитное излучение распространяется в пространстве так же, как волна, вызванная камнем, брошенным в озеро. Поскольку мы обычно находимся очень далеко от объектов, светимость которых мы измеряем, мы получаем только часть общей излучаемой энергии, которую мы должны учитывать.
Передача электромагнитного излучения не идеальна. Между излучающим телом и измерительным устройством существуют различные структуры, которые могут частично (или даже полностью) рассеивать электромагнитное излучение, что может привести к неправильным измерениям.
Яркость можно измерить для любой возможной частоты. Поэтому мы не должны ограничивать себя видимым диапазоном электромагнитного спектра, который мы можем воспринимать нашими глазами, потому что, в зависимости от характеристик звезды, светимость, измеренная в других регионах, может быть высокой и, следовательно, актуальной.
Однако, если мы сможем оценить общую светимость по полученным данным о разбросе (зная расстояние между измерительным устройством и звездой), смоделировать рассеяние, вызванное астрономическими структурами, и произвести измерения на всех электромагнитных частотах, мы сможем точно узнать мощность излучения звезд, не находясь рядом с ними. Эти три требования достигаются с помощью современных методов и технологий, и в отношении точности этих методов наблюдается постоянный прогресс.

В связи с диаграммой Герцшпрунга-Рассела мы рассмотрим, насколько важна светимость для характеристики звезды. Это мера его излучаемой мощности, которая должна быть связана с его яркостью, если мы смотрим из пространственной точки поблизости (помните, что воспринимаемая нами яркость сильно зависит от распространения и рассеивания).

Итак, в первом приближении светимость звезды связана с:

Ядерная энергия, генерируемая внутри звезды: чем больше мощность, тем ярче звезда.
Радиус звезды: чем больше звезда, тем больше поверхность, излучающая свет, что эквивалентно большему количеству излучаемой энергии в единицу времени.
Если у нас есть две звезды с одинаковыми реакциями, происходящими с одинаковой скоростью, большая из них будет иметь более высокую светимость. С другой стороны, если у нас есть две звезды одинакового размера, но с разными ядерными реакциями, генерирующими мощность, та, ядерные реакции которой генерируют больше энергии в единицу времени, будет иметь более высокую светимость. Почти для всех типов звезд можно предположить, что ядерные реакции схожи и что мы можем использовать светимость как косвенное измерение радиуса звезды.

Закон Вина и зависимость цветности от температуры
Давайте кратко рассмотрим, почему цвет звезды (ее цветность) связан с температурой ее поверхности. Весьма примечательно, что черные тела обладают многими термодинамическими свойствами, за которыми почти точно следуют звезды, что говорит о том, что приближение также почти верно для этих астрономических тел.

Черное тело - это название, данное идеально излучающей и поглощающей системе.

Излучающие тела, такие как звезды или черные тела, излучают тепловую энергию в небольших количествах, потому что большая часть энергии покидает тело в виде электромагнитного излучения, создаваемого тепловыми процессами внутри излучающего тела. Это говорит о том, что для излучающих тел мы можем найти связь между температурой поверхности (где происходит излучение) и некоторыми характеристиками излучаемого электромагнитного излучения. Величина, связанная с температурой поверхности в этой настройке, представляет собой электромагнитную частоту излучения (или длину волны, которая связана с обратной частотой).

Для электромагнитного излучения у нас есть классификация типов волн с точки зрения их частот (рентгеновские лучи, радиоволны, видимое излучение и т. Д.). В видимой области частоты соответствуют тому, что мы воспринимаем как цвета. Более высокие частоты в видимой области соответствуют синему и фиолетовому цветам, в то время как более низкие частоты соответствуют красному и оранжевому цветам.

Для черных тел существует закон, который определяет, какие частоты излучаются более интенсивно при определенной температуре. Поскольку звезды с большой точностью аппроксимируются черными телами, мы можем применить этот закон, который феноменологически описан на следующей диаграмме, и к ним.

Как мы можем видеть, при более высоких температурах тело излучает электромагнитное излучение с более короткой длиной волны (более высокая частота или "синее"), в то время как при более низких температурах интенсивность излучения смещается в сторону более длинных волн (более низких частот или ‘красного’). Именно по этой причине на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, показанной на фото, также указаны цвета: они напрямую связаны с температурой поверхности звезд. Горячие звезды голубые, а холодные звезды красные.

Таким образом, спектр излучения с большой точностью определяет тепловые свойства исследуемого тела. Изучая интенсивность входящего излучения на всех частотах, мы можем прийти к выводам как о светимости звезды, так и о ее температуре. Однако важно отметить, что, хотя они получены из одних и тех же данных, они не связаны между собой. величины. Яркость (с учетом необходимых поправок) связана с суммой всех интенсивностей на всех частотах, в то время как температура связана с тем, как эти частоты распределены.

С одной стороны, это означает, что если форма кривой графической зависимости интенсивности излучения от длины волны одинакова, то две звезды имеют одинаковую температуру. Однако, хотя они могут иметь одинаковую форму, одна из них имеет двойную высоту по сравнению с другой, что указывает на то, что первая имеет двойную яркость. То есть, если они находятся на одинаковом расстоянии и в одном регионе, в противном случае нам пришлось бы учитывать рассеяние и распространение. С другой стороны, если есть две диаграммы, общая сумма которых одинакова, а формы совершенно разные, у нас будут две звезды с одинаковой светимостью (учитывая предыдущие предположения), но с разными температурами.

Как используется диаграмма Герцшпрунга-Рассела?
Вместо того, чтобы разрабатывать сложную модель для определения того, как температура поверхности и светимость коррелируют для всех типов звезд, мы можем использовать диаграмму после сбора достаточного количества данных, чтобы делать прогнозы о природе этих величин. Оказывается, что из-за процессов, происходящих внутри звезд, эти две величины, которые не являются постоянными на протяжении всей жизни звезд, определяют стадию их жизни. Таким образом, диаграмму Герцшпрунга-Рассела можно использовать как визуальный способ представления жизни звезд.

Основная последовательность
Главная последовательность - это этап, на котором звезды проводят большую часть своей жизни. Начальные характеристики звезды, такие как ее масса, определяют, где в главной последовательности она начинается, откуда она затем медленно эволюционирует вниз и вправо, то есть звезды имеют тенденцию уменьшать свою температуру и светимость по мере старения.

Ветви гигантов и сверхгигантов
Звезды не всегда остаются в главной последовательности. Из-за внутренних процессов они могут резко изменить свою светимость и / или температуру поверхности и стать гигантами или сверхгигантами (эти термины указывают на то, что их радиус увеличивается). Звезды с наибольшими массами становятся сверхгигантами, в то время как звезды со средними или малыми массами становятся гигантами. Например, наше солнце близко к точке, когда оно эволюционирует, чтобы стать гигантом через 4-5 миллиардов лет.

Ветвь белых карликов
Тот факт, что ветвь, связанная с белыми карликами, отсоединена от остальной части диаграммы, указывает на то, что для того, чтобы звезды в главной последовательности достигли этого состояния, должно произойти какое-то внезапное и радикальное событие. В конце своей жизни звезда либо превращается в черную дыру, либо взрывается сверхновой, не оставляя после себя излучающего тела, светимость и температуру которого можно было бы изучить. Однако после некоторых сверхновых, соответствующих звездам с малой массой, остаются астрономические тела, которые выглядят как обычные звезды, но имеют гораздо меньшую светимость и температуру поверхности: белые карлики.

Диаграммы Герцшпрунга-Рассела - Основные выводы
Астрофизика опирается на сбор данных и статистическую обработку собранной информации.
Соответствующие количества звезд, такие как их размер или температура, могут быть оценены с помощью определенных моделей и измерения электромагнитных свойств спектра излучения.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела состоит из четырех основных областей: главная последовательность (где звезды проводят большую часть своей жизни), ветви гигантов и сверхгигантов и ветвь белых карликов, которая сигнализирует о последней стадии жизни некоторых звезд главной последовательности.