Hertzsprung-Russell diagram

Hertzsprung-Russell diagram (Russell , zkráceně G-R diagram ) je bodový graf používaný v astronomii , který představuje vztah mezi absolutní magnitudou a spektrálním typem pro hvězdy nebo mezi jinými veličinami, které s těmito parametry úzce souvisí. V každém případě se jasné hvězdy objevují v horní části diagramu a slabé hvězdy ve spodní části; na levé straně - horké modré hvězdy, na pravé straně - studené a červené. Jako synonyma pro hlavní termín jsou pojmy „ diagram spektra-svítivosti “, „diagram efektivní teploty svítivosti a další, i když přísněji odlišné názvy odkazují na určité varianty diagramu.

Body odpovídající hvězdám na diagramu nejsou rovnoměrně rozmístěny, ale soustředěny do několika oblastí. Toto rozložení odráží rysy vzniku hvězd a průběh jejich vývoje : poloha hvězdy na diagramu závisí na její hmotnosti, stáří a chemickém složení. Nejvíce "obsazenou" částí diagramu je hlavní posloupnost , přecházející z levého horního rohu diagramu do pravého dolního: je tvořena hvězdami, v jejichž jádrech dochází k jadernému spalování vodíku. Odpovídající fáze evoluce je nejdelší, takže 90 % všech hvězd je v hlavní posloupnosti.

Diagram je pojmenován po Einaru Hertzsprungovi a Henry Norris Russell , kteří jej poprvé postavili v různých verzích v letech 1911 a 1913.

Popis

Hertzsprung-Russell diagram (také Russell nebo zkráceně G-R diagram) je bodový graf používaný v astronomii , který představuje vztah mezi absolutní magnitudou a spektrálním typem pro hvězdy nebo mezi jinými veličinami, které s těmito parametry úzce souvisí (viz. níže ) [1] [2] .

Spektrální typ je vykreslen horizontálně nebo s ním související veličina: povrchová teplota nebo barevný index , přičemž hvězdy raných spektrálních typů, vysoké teploty a modrá barva se objevují na levé straně diagramu a pozdní spektrální typy, nízké teploty a červená barva - na pravé straně [ 2] [3] [4] .

Absolutní velikost nebo svítivost je vynesena vertikálně na logaritmické stupnici , s jasnými hvězdami v horní části mapy a slabými hvězdami ve spodní části. Navíc při konstrukci Hertzsprung-Russellova diagramu pro sadu hvězd, o kterých je známo, že se nacházejí ve stejné vzdálenosti, lze použít zdánlivou velikost [3] [4] [5] .

Vztah mezi použitými parametry

Hvězdné velikosti a svítivosti

Absolutní velikost hvězdy souvisí s její celkovou svítivostí . Tento vztah je vhodné vyjádřit ve slunečních jednotkách a použít bolometrickou (měřenou s přihlédnutím k záření ve všech částech spektra) absolutní hvězdnou velikost Slunce . Pro bolometrickou absolutní velikost studované hvězdy má závislost následující tvar [6] :

Vztah mezi celkovou svítivostí a absolutní magnitudou v určitém fotometrickém pásmu — například magnitudou v pásmu V — také zahrnuje odpovídající bolometrickou korekci , která závisí na teplotě hvězdy. Tato hodnota se podle definice rovná rozdílu mezi bolometrickou hvězdnou magnitudou a hvězdnou magnitudou v daném fotometrickém pásmu: . Pak vztah mezi svítivostí a velikostí vypadá takto [6] [7] :

Zdánlivá a absolutní hvězdná velikost souvisí se vzdáleností od hvězdy k pozorovateli. Podle definice se absolutní velikost hvězdy rovná zdánlivé velikosti, kterou by hvězda měla, kdyby byla 10 parseků daleko . Pak vztah mezi nimi vyjadřuje vzorec [8] :

kde je absolutní velikost, je zdánlivá velikost a je vzdálenost ke hvězdě v parsekech [8] .

Spektrální třídy, efektivní teploty a barevné indexy

Emisní spektrum hvězdy je částečně podobné spektru černého tělesa a lze na něj aplikovat Wienův posunový zákon : čím vyšší je teplota černého tělesa, tím kratší vlnové délky budou maximem spektra a záření bude mít modřejší barevný index [9] .

Spektrální třída hvězdy je určena přítomností a intenzitou různých absorpčních čar ve spektru hvězdy, které vznikají v důsledku elektronových přechodů mezi určitými energetickými hladinami . Frekvence těchto přechodů a jejich možnost silně závisí na teplotě, takže spektrální třída také souvisí s teplotou [9] .

Ukazuje se tedy, že teplota na povrchu hvězdy, její spektrální typ a barevný index spolu souvisí [9] . Níže je tabulka ukazující vztah mezi spektrálním typem, efektivní teplotou a barevným indexem B−V pro hvězdy hlavní sekvence [10] .

Vztah mezi spektrálním typem, efektivní teplotou a barevným indexem B−V [10] :
Spektrální třída Efektivní teplota, K Barevný index 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
Poloměry hvězd

Pozice hvězdy na Hertzsprung-Russellově diagramu také odráží její velikost, protože efektivní teplota , poloměr a svítivost jsou ve vzájemném vztahu podle Stefan-Boltzmannova zákona [11] [12] :

kde je Stefanova-Boltzmannova konstanta [11] . Poloměr hvězdy je tedy vyjádřen teplotou a svítivostí následovně [13] :

kde jsou poloměr , teplota a svítivost Slunce, v tomto pořadí. Je také běžné reprezentovat logaritmus poloměru pomocí odpovídajících veličin a používat sluneční jednotky pro poloměr a svítivost, to znamená [13] :

Pohled na diagram a souvislost s vývojem hvězd

V Hertzsprung-Russellově diagramu nejsou hvězdy rozmístěny rovnoměrně, ale jsou soustředěny především v několika oblastech. Toto rozložení odráží rysy vzniku hvězd a průběh jejich vývoje : hmotnost, chemické složení a stáří hvězdy určují její polohu na Hertzsprung-Russellově diagramu [1] [12] .

Třídy a oblasti svítivosti na diagramu

Na Hertzsprung-Russellově diagramu tvoří hvězdy sekvence zvané třídy svítivosti , z nichž nejpozoruhodnější je hlavní posloupnost (viz níže ). V každé třídě svítivosti existuje určitý vztah mezi barvou a svítivostí [1] [14] .

Třídy svítivosti jsou označeny římskými číslicemi. Níže jsou uvedeny hlavní třídy svítivosti v pořadí podle klesající svítivosti [14] [15] [16] :

V ojedinělých případech se rozlišuje VIII. třída svítivosti, do které patří jádra planetárních mlhovin přecházející v bílé trpaslíky [17] . Kromě popsaných tříd svítivosti lze na diagramu rozlišit i další oblasti [18] .

Hlavní sekvence a podtrpaslíci

Naprostá většina hvězd - asi 90 %, včetně Slunce , je na hlavní posloupnosti - diagonálním pruhu, který běží z levého horního rohu diagramu do pravého dolního rohu, tedy od jasných a horkých hvězd spektrální třídy O. ochlazovat a stmívat hvězdy třídy M [1] [11] [14] [19] . Svítivost hvězd na hlavní posloupnosti se pohybuje od 10 −4 do 10 6 L ⊙ (a podle toho i absolutní hvězdná magnituda — od −6 m do +16 m [20] ) a teploty — od 3 do 50 tisíc K [21] [22] . Bez ohledu na jejich velikost se hvězdy hlavní posloupnosti běžně označují jako „ trpaslíci “ – například červení trpaslíci a žlutí trpaslíci . Ne všechny hvězdy zvané trpaslíci však patří do hlavní posloupnosti: například bílí trpaslíci nebo hnědí trpaslíci nejsou hvězdami hlavní posloupnosti [23] [24] .

Na hlavní posloupnosti jsou hvězdy, které ve svých jádrech spalují vodík - to je nejdelší vývojový stupeň, což je důvod pro osídlení této oblasti, navíc během doby strávené na hlavní posloupnosti se parametry hvězdy změnit málo. Poloha hvězdy na ní závisí především na hmotnosti hvězdy a mnohem méně na stáří a chemickém složení. Čím větší je hmotnost hvězdy, tím vyšší je její teplota a svítivost a tím výše je na hlavní posloupnosti. Spodní část hlavní posloupnosti je mnohem více zalidněná než horní část, protože hmotnější hvězdy vznikají v menším počtu a vyvíjejí se rychleji, opouštějí hlavní posloupnost [1] [25] .

Subtrpaslíci tvoří posloupnost, která probíhá podél hlavní posloupnosti, ve spektrálních třídách od A do M , ale pod ní asi o 1,5 m [14] . Stejně jako hvězdy hlavní posloupnosti spalují podtrpaslíci ve svých jádrech vodík, ale mají nižší množství těžkých prvků [26] .

Obři a podobři

Obři jsou velké hvězdy, které se nacházejí nad hlavní posloupností na Hertzsprung-Russellově diagramu [27] . Nejnápadnější větev obrů ve spektrálních třídách G , K , M : v těchto spektrálních třídách se hvězdy jasně dělí na trpaslíky hlavní posloupnosti a obří hvězdy [28] . Například u obřích hvězd v přechodu ze spektrální třídy G0 do třídy M5 se svítivost v průměru zvyšuje z 30 na 1000 L ⊙ , zatímco u hvězd hlavní posloupnosti ve stejných spektrálních třídách se svítivost snižuje z 1,5 na 0,01 L ⊙ [29] . Obři spektrálních typů K a M tvoří podtyp známý jako červení obři [30] . Subgiants jsou hvězdy, které na Hertzsprung-Russellově diagramu zaujímají střední oblast mezi hlavní posloupností a obry [31] .

Hvězdy spadají do oblasti podobrů a pak - obrů poté, co je vodík vyčerpán v jádru hvězdy , jádro se zcela změní na helium a jaderné spalování vodíku pokračuje ve vrstvovém zdroji. Síla uvolňování energie se zvyšuje a s ní i svítivost; vnější vrstvy hvězdy se roztahují, teplota hvězdy klesá, proto se na Hertzsprung-Russellově diagramu pohybuje nahoru a doprava a spadá do oblasti červených obrů [32] . Za hranici mezi podobrem a obřím stupněm je považováno rozšíření konvektivní zóny po celé obálce hvězdy: na podobřím stupni ještě nejsou vnější vrstvy hvězdy plně konvektivní [33] . Hmotnější hvězdy se mohou stát modrými obry , když již opustily hlavní posloupnost a jsou na cestě stát se veleobrem – pro ně je tato fáze evoluce podobná fázi podobra pro méně hmotné hvězdy [34] .

Obři procházejí několika fázemi evoluce, z nichž každá odpovídá určitým oblastem na diagramu [35] :

  • Větev červeného obra probíhá ve spektrálních třídách K a M s rychlým nárůstem svítivosti směrem k pozdním třídám, až do absolutní velikosti −3m , takže je na diagramu umístěn téměř svisle. V jádrech hvězd v této fázi neprobíhají žádné reakce a jaderné spalování vodíku probíhá ve slupce kolem jádra [20] [35] .
  • Horizontální větev probíhá horizontálně blízko absolutní magnitudy 0 m , s velkým rozptylem spektrálních typů. Hvězdy s horizontálními větvemi spalují helium ve svých jádrech. V systémech, které jsou chudé na těžké prvky, je pozorována plnohodnotná horizontální větev; u systémů s vysokým obsahem kovů, zejména v blízkosti Slunce, je pozorována pouze poměrně hustě osídlená červená část horizontální větve, zvaná červená kupa [20] [19] . Částí horizontální větve prochází pás nestability - oblast, ve které hvězdy podléhají pulzacím , proto jsou některé hvězdy horizontální větve také proměnnými RR Lyrae [36] .
  • Asymptotická obří větev probíhá od horizontální větve k vrcholu větve červeného obra. Hvězdy v odpovídající fázi vývoje již vyčerpaly helium v ​​jádře a ke spalování helia dochází ve slupce kolem jader těchto hvězd [35] .

Hvězdy, zvláště ty masivní, tráví ve stádiu subgiantů málo času. Z tohoto důvodu není na Hertzsprungově-Russellově diagramu oblast, kde by se měli nacházet podobři střední a vysoké hmotnosti, příliš osídlena, a například na Hertzsprungově-Russellově diagramu pro hvězdy v blízkosti Slunce je je mezera mezi hlavní sekvencí a obří větví, známá jako Hertzsprungova mezera . Přitom např. na diagramech pro kulové hvězdokupy je dobře patrná větev podobrů [33] [37] .

Supergiants

Supergiants jsou nejjasnější ze všech hvězd, jejich svítivost se pohybuje od desítek tisíc až po miliony slunečních jasů a jejich absolutní velikosti se v průměru liší od -4 m do -8 m [38] [39] [40] . Na Hertzsprungově-Russellově diagramu tyto hvězdy zaujímají nejvyšší část [14] .

Z masivních hvězd se po vyčerpání vodíku v jejich hlubinách stanou supergianti: spalování vodíku pokračuje ve vrstvovém zdroji a v jádře začnou probíhat jaderné reakce za účasti stále těžších prvků. Vnější vrstvy hvězdy se roztahují a ochlazují a hvězda, pohybující se na diagramu doprava, se stává veleobrem: nejprve modrým , pak červeným [39] [41] , ale pokud hvězda ztratí určitou hmotnost, může se stát modrý veleobr [38] .

Bílí trpaslíci

Bílí trpaslíci jsou hvězdy s relativně vysokou teplotou, ale malým poloměrem, proto mají malou svítivost a jsou umístěny v levém dolním rohu diagramu. Při stejných spektrálních typech jsou bílí trpaslíci asi o 10 m slabší než hvězdy hlavní sekvence [1] [42] .

Hvězdy o hmotnosti až několika slunečních hmotností se na konci svého života stávají bílými trpaslíky. Poté, co hvězdě ve stádiu rudého obra dojde materiál pro jaderné reakce, odhodí vnější obaly. Z vyvržené hmoty vzniká planetární mlhovina , v jejímž středu zůstává bývalé jádro hvězdy, které má velmi vysokou teplotu – toto jádro se stává bílým trpaslíkem. Bílí trpaslíci utrácejí tepelnou energii uloženou ve svém nitru na záření, postupně se ochlazují a blednou [4] [43] .

Ohraničení grafu

Humphrey-Davidsonův limit

Hertzsprungův-Russellův diagram je shora ohraničen Humphreys - Davidsonovým limitem , známým také jako de Jagerův limit , nad nímž nejsou pozorovány stabilní hvězdy, které nevykazují proměnlivost . U červených veleobrů je limitní svítivost asi 3⋅10 5 L ⊙ , s rostoucí teplotou roste a u modrých veleobrů je to 1,6⋅10 6 L ⊙ [44] [45] . Zdá se, že když je svítivost příliš vysoká, hvězda začne rychle ztrácet hmotu, ale přesný mechanismus vedoucí ke vzniku takové hranice není znám [46] [47] [48] .   

Hayashi Line

Oblast v diagramu, která může obsahovat červené obry, je ohraničena napravo linií Hayashi . Pokud je hvězda chemicky homogenní a zcela pokrytá konvekcí , pak se teplotní gradient uvnitř ní rovná adiabatickému gradientu . Potom teplota povrchu hvězdy souvisí s její hmotností, chemickým složením a slabě závisí na svítivosti. Při pevné hmotnosti a chemickém složení zůstává vztah mezi teplotou a svítivostí, který na Hertzsprung-Russellově diagramu bude mít podobu téměř svislé čáry - Hayashiho čáry. Hayashiho čáry se zpravidla nacházejí v oblasti diagramu s teplotami 3000–5000 K a oblast napravo od nich se nazývá zakázaná zóna [49] [45] .

Při stejné hmotnosti, svítivosti a chemickém složení může mít hvězda také vyšší teplotu, než udává dráha Hayashi: pak je v ní průměrný teplotní gradient pod adiabatickým a musí existovat oblasti, kde konvekce chybí. to. Hvězda však nemůže mít nižší teplotu. Pokud si představíme, že povrchová teplota hvězdy klesla pod Hayashiho limit, pak průměrný teplotní gradient v ní bude vyšší než adiabatický gradient. To povede k silné konvekci uvnitř hvězdy, energie bude efektivně přenášena na její povrch a teplota bude stoupat, dokud se její gradient opět nestane adiabatický a hvězda se vrátí na dráhu Hayashi [49] .

Zobrazení diagramu pro různé vzorky hvězd

Gerushsprung-Russellovy diagramy konstruované pro vzorky hvězd sestavené podle různých znaků se výrazně liší. Například diagram pro kulovou hvězdokupu vypadá jinak než diagram vytvořený pro hvězdy blízko Slunce [4] [28] .

Nejbližší hvězdy a nejjasnější hvězdy

Při analýze Gerushsprung-Russellova diagramu je nutné vzít v úvahu možný vliv výběrového zkreslení . Jasnější hvězdy lze tedy detekovat na větší vzdálenosti než slabší hvězdy a je pravděpodobnější, že spadnou do určitého vzorku hvězd. Z tohoto důvodu se diagram vytvořený pro blízké hvězdy výrazně liší od diagramu pro hvězdy, které vypadají jasně - v prvním případě do diagramu prakticky nespadají obří hvězdy a jasné hvězdy hlavní posloupnosti, ačkoli jsou přítomny ve druhém případě [ 28] .

Hvězdokupy

I když je vzdálenost hvězdokupy neznámá, lze předpokládat, že všechny hvězdy jsou ve stejné vzdálenosti, takže pro hvězdy v této hvězdokupě je rozdíl mezi zdánlivou a absolutní hvězdnou velikostí stejný a vy dokáže sestavit diagram pomocí zdánlivých hvězdných velikostí hvězd. Chyby v určování vzdálenosti k jednotlivým hvězdám tedy neovlivňují odhad jejich velikosti, navíc jsou hvězdy v rámci hvězdokupy charakteristikami zcela jednotné, takže na Gerushsprung-Russellově diagramu pro hvězdokupu je možné jasně rozlišovat různé regiony [50] . Vzhled Gerushsprung-Russellova diagramu pro většinu hvězdokup ukazuje, že hvězdy v jedné hvězdokupě mají stejné chemické složení a stáří, to znamená, že vznikly téměř současně. Jinými slovy, hvězdy téže hvězdokupy na Gerushsprung-Russellově diagramu se nacházejí blízko určité izochrony (viz níže ). Analýza pozorovaných diagramů, stejně jako jejich srovnání s teoreticky vypočtenými izochronami, umožňuje určit stáří a metalicitu shluku a také vzdálenost k němu [51] .

Konstrukce Hertzsprung-Russellova diagramu pro kulové hvězdokupy je komplikována vysokou koncentrací hvězd uvnitř těchto objektů, protože hvězdy blízko sebe lze snadno zaměnit za jeden objekt. U otevřených hvězdokup je tento problém méně akutní, protože hvězdy v nich nejsou tak hustě shluky. Blízkost takových objektů k disku Galaxie však vede k tomu, že polní hvězdy se často nacházejí na pozadí kupy, navíc vzhled kupy je ovlivněn mezihvězdným zánikem [52] .

Kulové hvězdokupy

V kulových hvězdokupách je hlavní posloupnost shora omezena relativně nízkou svítivostí a přechází do podobří větve , která je s hlavní posloupností spojena bodem obratu . Zároveň jsou v blízkosti Slunce pozorovány i hvězdy v horní části hlavní posloupnosti. To znamená, že hvězdy v kulových hvězdokupách jsou staré, protože pouze mladé hvězdy mohou být v horní části hlavní posloupnosti. V kulových hvězdokupách je navíc podobří větev poměrně úzká: tato vlastnost naznačuje, že všechny hvězdy, které se původně nacházely v hlavní posloupnosti mírně nad bodem obratu, opouštějí hlavní posloupnost současně [53] . Malý počet hvězd na hlavní posloupnosti nad bodem obratu - modrých opozdilců - se vysvětluje sloučením hvězd nebo výměnou hmot mezi nimi [54] . Navíc díky nízkému obsahu kovů probíhá hlavní posloupnost v kulových hvězdokupách níže než např. v otevřených hvězdokupách [55] .

Stejná větev podobrů v horní části přechází do větve červených obrů . Kromě toho je horizontální větev jasně viditelná v Gerushsprung-Russellově diagramu pro kulové hvězdokupy , často je pozorována asymptotická obří větev a matní bílí trpaslíci [56] [57] .

Otevřené shluky

Otevřené hvězdokupy mají také hlavní posloupnost a na rozdíl od kulových hvězdokup dosahuje vyšších svítivosti, což souvisí s mladším věkem hvězd v otevřených hvězdokupách – i když nejjasnější část hlavní posloupnosti také chybí [58] .

Dalším znakem je velký rozptyl v pozicích hvězd ve spodní části hlavní posloupnosti: pozorovaný rozptyl nelze vysvětlit pozorovacími chybami a je způsoben tím, že některé hvězdy po vzniku ještě nedosáhly hlavní posloupnosti [58] .

Hvězdy v horní části hlavní posloupnosti se vyvíjejí poměrně rychle, takže oblast, kde se nacházejí hvězdy v pozdních fázích evoluce, je obvykle v otevřených hvězdokupách málo osídlena. Sekvence hvězd může na rozdíl od kulových hvězdokup náhle skončit v bodě obratu, kde přechází do větve podobra a na diagramu lze pozorovat Hertzsprungovu mezeru [59] .

Evoluční stopy a izochrony

Vývoj hvězd vede v průběhu času ke změně jejich vnějších parametrů. Tuto změnu lze pohodlně popsat pomocí Hertzsprung-Russellova diagramu: dráha, kterou hvězda během svého života prochází diagramem, se nazývá evoluční dráha [60] . Ve většině případů k těmto změnám parametrů hvězdy dochází příliš pomalu, než aby je bylo možné postřehnout [61] .

Nejjednodušší model hvězdné populace z hlediska evoluce předpokládá, že hvězdy v ní vznikly ve stejnou dobu ze stejné látky a liší se pouze hmotností. Vzhledem k tomu, že hvězdy různých hmotností se vyvíjejí různou rychlostí, ve stejném věku mohou být v různých vývojových stádiích. Tento model i přes svou jednoduchost dobře popisuje hvězdokupy (viz výše ) a některé galaxie . V rámci takového modelu by se na Hertzsprungově-Russellově diagramu měly hvězdy seřadit podél křivky zvané izochrona [51] .

Analýza pozorovaného Hertzsprung-Russellova diagramu například pro hvězdokupu a jeho srovnání s teoreticky vypočtenými izochronami umožňuje určit její stáří a metalicitu , jakož i vzdálenost k ní [62] .

Proměnné hvězdy na grafu

Proměnné hvězdy – ty, u kterých bylo zjištěno, že v průběhu času mění zdánlivou jasnost – se dělí na velké množství typů, přičemž hvězdy některých typů zaujímají určitá místa na Hertzsprung-Russellově diagramu. Například pruh nestability je oblast na diagramu, která obsahuje proměnné hvězdy několika typů, zejména proměnné cefeidy a RR Lyry , které hrály důležitou roli v astronomii . Při určité kombinaci povrchové teploty hvězdy a její svítivosti, která odpovídá poloze na pásu nestability, hvězda podléhá pulzacím a její svítivost začne kolísat [63] [64] .

Varianty diagramu

Jako synonyma pro termín "Hertzsprung-Russell diagram" lze použít pojmy jako "spektrum - diagram svítivosti", "diagram svítivosti - efektivní teplota" a některé další. Hertzsprungův-Russellův diagram lze přitom nazvat jeho různými variantami s různými parametry podél os [2] [5] . Striktněji se však pro různé použité varianty diagramu používají různé názvy [3] .

  • Hertzsprungův-Russellův diagram je historicky první verzí diagramu, pojmenovanou po vědcích, kteří jej jako první nezávisle postavili (viz níže ). Absolutní velikost a spektrální typ byly vyneseny podél os tohoto diagramu , nicméně spektrální typ je diskrétní hodnota , takže se nyní více používají možnosti, ve kterých se spektrální typ změní na nějaký spojitý parametr [3] .
  • Při zpracování pozorovacích dat nejčastěji diagram, po jehož osách se vykresluje absolutní hvězdná velikost (nebo viditelná, pokud je známo, že se hvězdy nacházejí ve stejné vzdálenosti) a barevný index. Tato možnost se nazývá diagram barevnosti [3] .
  • V teoretických výpočtech je nejvýhodnější použít diagram, na jehož osách se efektivní teplota a svítivost vynášejí na logaritmické stupnici: tato možnost se nazývá teoretický diagram barevnosti [3] .

Protože hvězdy stejného spektrálního typu a třídy svítivosti mají stejné barvy, efektivní teploty a svítivost, ukazuje se, že tyto tři typy diagramů jsou navzájem ekvivalentní. Aby však bylo možné provést kvantitativní převod diagramů jednoho typu na jiný, je nutné znát s dobrou přesností vztah mezi efektivní teplotou, bolometrickou korekcí a spektrální třídou [3] .

Podobné grafy

  • Na barevném diagramu jsou podél os vykresleny dva různé barevné indikátory . Také polohy hvězd různých spektrálních tříd a tříd svítivosti na podobných diagramech se liší [65] .
  • Diagram, ve kterém je v závislosti na Hertzsprung-Russellově diagramu místo jednotlivých hvězd zaznamenána prostorová hustota hvězd v odpovídající poloze, se nazývá Hessův diagram .[66] [67] .
  • Barevně-magnitudový diagram lze také použít pro galaxie stejným způsobem jako pro hvězdy. Stejně jako v Hertzsprung-Russellově diagramu jsou v podobném diagramu pro galaxie rozlišeny více a méně osídlené oblasti [68] .

Prozkoumávání

V roce 1905 dánský astronom Einar Hertzsprung objevil, že hvězdy lze rozdělit do dvou tříd podle jejich poloměrů: trpaslíci a obři. Ten v roce 1911 spolu s německým vědcem Hansem Rosenbergemnejprve vytvořil graf "barevný index - zdánlivá velikost" pro hvězdy v Hyádách a Plejádách . Americký astronom Henry Norris Russell sestavil v roce 1913 diagram "spektrální třídy - absolutní magnitudy" pro hvězdy v blízkosti Slunce. Po těchto dvou vědcích je pojmenován Hertzsprung-Russell diagram [1] . Diagramy ukazovaly hlavní sekvenci , stejně jako oddělenou oblast obývanou červenými obry . Později byla objevena také sekvence bílých trpaslíků [69] .

Hertzsprung-Russellův diagram se následně stal důležitým nástrojem při studiu vývoje hvězd [69] . Svůj význam neztratila ani v 21. století [70] .

Poznámky

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Mironov A. V. Hertzsprung-Russelův diagram . Velká ruská encyklopedie . Staženo: 6. září 2022.
  2. ↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , str. 146-148.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Binney, Merrifield, 1998 , str. 102-103.
  4. ↑ 1 2 3 4 Hertzsprung-Russell diagram  (anglicky) . Encyklopedie Britannica . Staženo: 6. září 2022.
  5. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 376.
  6. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 374-375.
  7. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 59-60.
  8. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 373-374.
  9. ↑ 1 2 3 Barvy, teploty a spektrální typy hvězd . Pennsylvania State University . Datum přístupu: 15. září 2022.
  10. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 378-379.
  11. ↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , str. 148-149.
  12. ↑ 1 2 Zásov, Postnov, 2011 , str. 152.
  13. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 380.
  14. ↑ 1 2 3 4 5 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 377.
  15. ↑ Surdin, 2015 , str. 148-150.
  16. ↑ Yungelson L. R. Třídy svítivosti . Velká ruská encyklopedie . Získáno 16. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 16. dubna 2021.
  17. ↑ Surdin, 2015 , str. 150.
  18. ↑ Darling D. Hertzsprung-Russell diagram . Internetová encyklopedie vědy . Staženo: 14. září 2022.
  19. ↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , str. 103.
  20. ↑ 1 2 3 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71-73. Cambridge University Press . Získáno 1. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 29. prosince 2010.
  21. ↑ Surdin, 2015 , str. 151.
  22. ↑ Baturin V.A., Mironova I.V. Hvězdy: jejich struktura, život a smrt . Hlavní sekvence . Astronet . Získáno 1. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 29. června 2020.
  23. ↑ Mironov A. V. Hlavní sekvence . Velká ruská encyklopedie . Získáno 3. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 17. dubna 2021.
  24. ↑ Miláček D. Trpasličí hvězda . Internetová encyklopedie vědy . Staženo 3. dubna 2021. Archivováno z originálu 7. února 2022.
  25. ↑ Surdin, 2015 , str. 148-152.
  26. ↑ Yungelson L. R. Subdwarfs . Velká ruská encyklopedie . Datum přístupu: 17. září 2022.
  27. ↑ Obří hvězda  . Encyklopedie Britannica . Staženo: 14. září 2022.
  28. ↑ 1 2 3 Karttunen a kol., 2016 , str. 236.
  29. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , str. 110.
  30. ↑ Yungelson L. R. Rudí obři a veleobri . Velká ruská encyklopedie . Staženo: 14. září 2022.
  31. ↑ David Darling. podobr . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 9. února 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021.
  32. ↑ Surdin, 2015 , str. 152.
  33. ↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , str. 265.
  34. ↑ Miláček D. Modrý obr . Internetová encyklopedie vědy . Staženo: 14. září 2022.
  35. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2016 , pp. 236, 269-270.
  36. ↑ Karttunen a kol., 2016 , pp. 236, 269-270, 303.
  37. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , str. 142.
  38. ↑ 12 Miláček D. Veleobr . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 23. března 2021. Archivováno z originálu dne 7. ledna 2018.
  39. ↑ 1 2 Yungelson L. R. Supergiants . Velká ruská encyklopedie . Získáno 23. března 2021. Archivováno z originálu dne 9. května 2021.
  40. ↑ Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics  (Angl.) 65-73. Cambridge University Press . Získáno 23. března 2021. Archivováno z originálu dne 29. prosince 2010.
  41. ↑ Surdin, 2015 , str. 154-155, 159-161.
  42. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 418.
  43. ↑ Blinnikov S.I. Bílí trpaslíci . Velká ruská encyklopedie . Datum přístupu: 17. září 2022.
  44. ↑ de Jager C. Mez stability hyperobřích fotosfér.  // Astronomie a astrofyzika. - 1984-09-01. - T. 138 . — S. 246–252 . — ISSN 0004-6361 .
  45. ↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , pp. 274-275.
  46. ↑ Glatzel W., Kiriakidis M. Stability of Massive Stars and the Humphreys / Davidson Limit  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 1993-07-01. - T. 263 . - S. 375 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1093/mnras/263.2.375 .
  47. ↑ Weis K., Duschl WJ Výtok z a asymetrie v mlhovině kolem kandidáta LBV Sk-69°279  // Astronomie a astrofyzika. — 2002-10-01. - T. 393 . — S. 503–510 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20021047 .
  48. ↑ Higgins ER, Vink JS Teoretické zkoumání Humphreys-Davidsonovy limity při vysoké a nízké metalicitě  // Astronomie a astrofyzika. — 2020-03-01. - T. 635 . - S. A175 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201937374 .
  49. ↑ 1 2 Kippenhahn et al., 2013 , pp. 271-278.
  50. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 103-104.
  51. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 259.
  52. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 332-334, 381.
  53. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 335-336.
  54. ↑ Miláček D. Modrý opozdilec . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 12. ledna 2022. Archivováno z originálu 15. ledna 2022.
  55. ↑ Karttunen a kol., 2016 , str. 364.
  56. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , str. 334.
  57. ↑ Moehler S., Bono G. Bílí trpaslíci v kulových hvězdokupách . - 2008-06-01.
  58. ↑ 1 2 Binney, Merrifield, 1998 , pp. 381-382.
  59. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 383-384.
  60. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , str. 110.
  61. ↑ Karttunen a kol., 2016 , str. 299.
  62. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 259-314.
  63. ↑ Karttunen a kol., 2016 , pp. 299-308.
  64. ↑ Proměnné hvězdy . Pennská státní univerzita . Datum přístupu: 12. října 2022.
  65. ↑ Binney, Merrifield, 1998 , pp. 108-109.
  66. ↑ Ochsenbein F. Hessův diagram horní části HR diagramu . — 1983.
  67. ↑ Hessdiagram . Etymologický slovník astronomie a astrofyziky . Staženo: 9. října 2022.
  68. ↑ Sciarratta M., Chiosi C., D'Onofrio M., Cariddi S. Kosmologická interpretace barevně-magnitudových diagramů galaktických kup  // The Astrophysical Journal. — 2019-01-09. - T. 870 , č.p. 2 . - S. 70 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.3847/1538-4357/aaf00d .
  69. ↑ 1 2 Astronomie – Vzestup  astrofyziky . Encyklopedie Britannica . Staženo: 13. října 2022.
  70. ↑ Langer N., Kudritzki R.P. Spektroskopický Hertzsprung-Russelův diagram  // Astronomie a astrofyzika. — 2014-04-01. - T. 564 . - S. A52 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201423374 .

Literatura

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie