Diagram Hertzsprung – Russella - Modele powstania galaktyk i ich układów. Ewolucja gwizd.

Temat: Modele powstania galaktyk i ich układów. Ewolucja gwizd.

1. Diagram Hertzsprung – Russella.
Wykres Hertzsprunga –Russella, wykres, na którym punkty odpowiadające gwiazdom są odłożone we współrzędnych: jasność; absolutna i typ widmowy (widmowa klasyfikacja gwiazd). Często zamiast typu widmowego podaje się temperaturę efektywną lub wskaźnik barwy. Gdy na diagramie Hertzsprunga –Russella są przedstawione dane odnoszące się do grupy gwiazd znajdujących się w jednakowej odległości od obserwatora (np. należących do gromady), zamiast jasności absolutnej podaje się jasność obserwowaną. Cechą charakterystyczną diagramu Hertzsprunga –Russella skonstruowanego dla ogółu gwiazd jest istnienie ciągu głównego, w którym grupuje się znaczna liczba gwiazd. Ponad ciągiem gł. znajduje się obszar podolbrzymów, olbrzymów i nadolbrzymów, poniżej występują podkarły oraz białe karły. W czasie ewolucji gwiazdy zmieniają swe położenie na diagramie Hertzsprunga –Russella.

2. Typ widmowy.
Cecha różnicująca gwiazdy pod względem wyglądu widma ich promieniowania; rozróżnia się typy widmowe: O, B, A, F, G, K, M, z których każdy dzieli się na 10 podtypów (oznaczanych cyframi od 0 do 9); gwiazdy o tym samym typie widmowym mają podobne temp. efektywne (zdefiniowane z prawa Stefana – Boltzmanna wyrażającego związek między temp. efektywną gwiazdy, jej promieniem i jasnością absolutną). Najgorętsze są gwiazdy typu O, najchłodniejsze — typu M.

3. Budowa diagramu.
Diagram H-R wygląda jak każdy inny diagram. Ważne jest jednak, co na nim przedstawiamy. W tym przypadku o jego sukcesie i użyteczności zadecydowało umiejętne zastosowanie wiedzy wynikającej między innymi z obserwacji. I tak, na jego poziomej osi zawsze odkłada się dowolny wskaźnik pozwalający ocenić temperaturę efektywną danej gwiazdy. Z reguły jest to jej typ widmowy. Na pionowej osi z kolei odkładamy jasność absolutną gwiazdy. I to w zasadzie wszystko. Teraz wystarczy, znając te dwie wartości, umieścić na wykresie wybrane gwiazdy. Oczywiście, jest to zadanie trudne i czasochłonne. Na szczęście dysponujemy wieloma takimi wykresami, dla różnej ilości gwiazd.
Diagram poniżej jest nałożeniem 22000 gwiazd z Katalogu Hipparcos i dodatkowo 1000 gwiazd o niskiej jasności (czerwone i białe karły) z Katalogu Pobliskich Gwiazd Gliese. Zwykłe, spalające wodór karły- takie jak Słońce, znajdują się w pasie zwanym ciągiem głównym, który biegnie od górnego lewego rogu do dolnego prawego. Olbrzymy tworzą swoją własną grupkę w górnej prawej części diagramu. Powyżej nich leżą o wiele rzadsze jasne olbrzymy i nadolbrzymy. W lewym dolnym rogu znajduje się pas białych karłów- martwych jąder starych gwiazd, które nie mają wewnętrznego źródła energii i powoli stygną w ciągu kolejnych miliardów lat, przesuwając się ku prawej dolnej części diagramu.

4. Klasy jasności gwiazd.
- Nadolbrzymy.
Bardzo jasne i masywne gwiazdy przy końcu swojego życia. Dzielą się na typy I a i I b, przy czym I a reprezentuje te najjaśniejsze (jest także typ I ab - pośredni oraz I a-0 - oznaczający hiperolbrzymy). Tego rodzaju gwiazdy są bardzo rzadkie- jedna na milion gwiazd jest nadolbrzymem. Najbliższym nadolbrzymem jest Canopus (F0Ib) położony 310 lat świetlnych stąd. Innymi przykładami są: Betelgeza (M2Ib) zdjecie zrobione przez Habble , Antares (M1Ib) i Rigel (B8Ia).
- Jasne Olbrzymy
Gwiazdy mające jasność pomiędzy olbrzymami a nadolbrzymami. Przykładem może tu być Sargas (F1II) należy do gwiazdozbioru Strzeleca i Alphard (K3II).
- Olbrzymy
Są to głównie małomasywne gwiazdy przy końcu ich życia, które napuchnęły do rozmiarów olbrzyma. Do tej kategorii zaliczamy także pewne masywne gwiazdy, które są dopiero na drodze do otrzymania statusu nadolbrzyma. Przykładami są: Arktur (K2III), Hadar (B1III) i Aldebaran (K5III).
- Podolbrzymy
Gwiazdy, które dopiero zaczęły ewolucję do statusu olbrzymów lub nadolbrzymów. Przykładem może tu być: Alnair (B7IV) i Muphrid (G0IV). Zauważ, że również Procjon właśnie wchodzi w tą kategorię i stąd jego typ jest określany jako: F5IV-V
- Karły
Wszystkie normalne, spalające wodór gwiazdy. Gwiazdy spędzają większą część swojego życia w tej kategorii, zanim przesuną się o rząd wyżej. Gwiazdy klasy O i B tej kategorii są w rzeczywistości bardzo jasne i ogólnie jaśniejsze od większości olbrzymów. Przykładami mogą być: Słońce (G2V), Syriusz (A1V) i Wega (A0V).

5. Znaczenie dzieła Hertzsprunga i Russella
Dla współczesnej astronomii diagram H-R jest niezwykle ważny.
Chociaż jego podstawowa i pierwotna wersja jest bardzo prosta, to na jej podstawie można budować inne diagramy, które pozwalają na określenie wielu własności obserwowanych gwiazd.
Na przykład, jeśli uda nam się wyznaczyć typowe masy gwiazd dla różnych części diagramu H-R, to uzyskamy wykres zależności masy gwiazdy od jej jasności (zamiast zależności barwy od jasności). Na tej podstawie można stwierdzić, że istnieje zależność pomiędzy masą gwiazdy a jej jasnością.
Oprócz tego można tworzyć diagramy H-R tylko dla niektórych gwiazd.
Jeśli wykonamy taki diagram tylko dla gwiazd np. z jednej gromady, nie będziemy musieli znać ich odległości od Ziemi (ponieważ gwiazdy z tej samej gromady są stosunkowo blisko siebie). Poza tym przecież gwiazdy należące do jednej gromady mają ten sam wiek, są zbliżone do siebie pod względem budowy itd., a to pozwala na jeszcze dokładniejsze poznanie innych ich właściwości - wystarczy tylko umieć odczytać informacje z odpowiednio przygotowanego diagramu.
Jak widać, możliwości wykorzystania diagramu Hertzsprunga - Russella są niezwykle szerokie. I trzeba przyznać, że szybko stał się on jednym z podstawowych narzędzi badania gwiazd.

6. Podział.
Około 99% gwiazd na niebie można podzielić na siedem podstawowych typów widmowych: O,B,A,F,G,K,M. Ten system klasyfikacji zmodyfikowała do jego obecnej postaci amerykańska uczona Anna J. Cannon (1863-1941), która przeanalizowała i sklasyfikowała widma ponad 200 tysięcy gwiazd. Podstawą klasyfikacji były występujące w widmach gwiazd charakterystyczne linie i pasma (głównie absorpcyjne) oraz ocena ich względnych natężeń. Te podstawowe typy widmowe dzielimy ponadto na 10 podtypów, oznaczonych literami od 0 do 9, umieszczonymi za symbolem literowym, w kolejności malejącej temperatury. Ponad 1% gwiazd należy do dalszych pięciu typów widmowych:
• W - gwiazd Wolfa-Rayeta o temperaturze powierzchni 100 000 K
• Q - gwiazd nowych
• R i N - gwiazd węglowych
• S gwiazd cyrkonowych.
Wprowadzona w ten sposób klasyfikacja gwiazd według ich typów widmowych nie określa jednak ściśle niektórych typów gwiazd, o takiej samej temperaturze powierzchni. Do tego samego typu widmowego należą bowiem karły, olbrzymy i nadolbrzymy.

6. a) Tabelka
Pewne gwiazdy mają szczególne, niecodzienne widma. Dlatego wprowadzono dalsze dodatkowe symbole dla oznaczenia typów widmowych. Przed nazwą typu dodaje się :
• sd - gdy gwiazda jest podkarłem
• d - karłem
• w - białym karłem
• sg - podolbrzymem
• g - olbrzymem
• c - nadolbrzymem
Natomiast za symbolem oznaczającym typ widmowy można spotkać litery:
• p - gdy gwiazda ma swoiste osobliwe widmo
• e - gdy w widmie gwiazdy są linie emisyjne
• n - gdy linie w widmie są rozmyte
• s - gdy linie w widmie są ostre
• k - gdy widmo zawiera linie międzygwiazdowego gazu
• m - gdy zawiera linie metalu
Istnieją też gwiazdy o tak osobliwym widmie, że trudno je zaliczyć do jakiegokolwiek typu widmowego i takie oznaczamy symbolem pec (pekularne).
Zdarza się czasami, że gwiazda jest bardziej czerwona, niż wynikałoby to z jej typu widmowego. Typ widmowy wskazuje na przykład na temperaturę, przy której kolor gwiazdy powinien być białoniebieskawy, a gwiazda jest wyraźnie żółtawa itp. Tego rodzaju efekt nazywa się nadwyżką (ekscesem) barwy. Świadczy on jednak nie o osobliwościach fizycznych samej gwiazdy, lecz o ekstynkcji międzygwiazdowej wywołanej obecnością pyłu kosmicznego między gwiazdą a obserwatorem.
7. Cechy Typów widmowych.
Teoria atomowa wyjaśnia, dlaczego widma gorących niebieskich gwiazd (typ O) wyglądają zupełnie inaczej niż widma czerwonych, zimnych gwiazd (typ M), mimo iż wszystkie gwiazdy są zbudowane w istocie z tych samych składników. Dla każdego pierwiastka istnieją charakterystyczne poziomy temperatury i gęstości, przy których wytwarzanie widzialnych linii absorpcyjnych jest najbardziej efektywne. W krańcowo wysokich temperaturach, jak w gwiazdach typu O, atomy gazu ulegają jonizacji, czyli tracą elektrony. Ponieważ w takich warunkach mogą przetrwać tylko atomy o najsilniejszym wiązaniu między jądrem a elektronami, takie jak pojedynczo zjonizowany hel, w widmie dominują linie atomów zjonizowanych. Przy temperaturze około 5800 K, jak w gwiazdach typu G, np. na Słońcu, atomy takich metali jak żelazo i nikiel nie ulegają rozerwaniu i pozostają neutralne. W temperaturach poniżej 3500 K, w gwiazdach typu M, mogą istnieć nawet cząsteczki, jak np. tlenek tytanu.

UWAGA: Diagram można znalezc w dowolnej wyszukiwarce grafiki np google. Ja nie mogłam dodać z przyczyc technicznych, ale mozna sie zgłaszac równiez bezpośrednio do mnie ;)